Découverte du premier trou noir stellaire dans Omega Centauri

L'amas globulaire massif Omega Centauri intrigue les astronomes depuis des décennies parce qu’il devrait contenir de nombreux trous noirs, mais les preuves de leur existence se font bien rares. Aujourd'hui, une équipe d'astrophysiciens, grâce aux données d'archives du télescope spatial Hubble et à des observations complémentaires du télescope spatial Webb, ont enfin localisé le premier trou noir de masse stellaire dans cet amas. L’étude a été publiée dans The Astrophysical Journal Letters.

Omega Centauri est un gros amas globulaire composé de 10 millions d'étoiles liées gravitationnellement, qui est situé à 18 000 années-lumière. Bien que la communauté astronomique ait déjà mis en évidence, grâce au télescope Hubble, la présence d'un trou noir de masse intermédiaire en son centre, les modèles suggèrent que cet amas globulaire devrait également contenir environ 10 000 trous noirs de masse stellaire. Cette population importante de trous noirs a totalement échappé à la détection lors de précédentes études observationnelles, qui utilisaient la méthode des vitesses radiales ou recherchaient les émissions radio et X de la matière spiralant sur les trous noirs.

Matthew Whitaker (université de l’Utah) et ses collaborateurs ont adopté une approche inédite pour ce type de recherche, l'astrométrie, qui permet de mesurer les infimes mouvements des étoiles au fil du temps. En analysant plus de 20 ans de données d'archives du télescope Hubble et en intégrant des données récentes du télescope Webb pour affiner leurs mesures astrométriques, l'équipe a ainsi localisé une étoile orbitant autour d'un objet invisible si massif qu'il s'agit nécessairement d'un trou noir. Baptisé oMEGACat BH-2, ce trou noir de masse stellaire est le premier détecté dans Omega Centauri et présente des caractéristiques surprenantes. oMEGACat BH-2 possède notamment une masse de 4,46 masses solaires, ce qui est inférieur aux prévisions. Et puis, avec son étoile compagne, le système binaire trou noir-étoile présente la plus longue période orbitale jamais observée à ce jour, avec 94 ans.

La précision des mesures est assez incroyable : elle atteint une fraction de pixel sur les détecteurs de Hubble et Webb. Il faut préciser qu’une étude antérieure menée par un autre groupe de chercheurs, avait suggéré la présence d'une étoile à neutrons dans ce système binaire. En complétant les données de Hubble de l'étude précédente par des mesures astrométriques d'archives de Hubble réalisées entre 2002 et 2023, et en intégrant des données infrarouges proches du télescope Webb pour améliorer la précision, Whitaker et ses collaborateurs ont pu mieux contraindre la masse du compagnon sombre de l'étoile visible (une étoile standard de 0.78 masse solaire). Ils ont ainsi pu écarter l'hypothèse d'une étoile à neutrons en calculant sa masse, deux fois trop élevée pour être une étoile à neutrons.

Cependant, la masse de ce trou noir est bien inférieure à celle qui était attendue dans un environnement pauvre en métaux comme Omega Centauri. Une étoile pauvre en métaux est généralement très massive et finit sa vie en formant un trou noir également assez massif. Une telle étoile pourrait donc former un trou noir de ce type. La découverte du premier membre de cette population de trous noirs permettra d'affiner les théories actuelles sur leur formation dans des environnements tels qu'Omega Centauri, selon les chercheurs.

Concernant la détermination de la période orbitale, c’est grâce aux données précises des télescopes Hubble et Webb que l'équipe a pu retracer la trajectoire de l'étoile sur plus de 20 ans, notamment lors de son passage au plus près du trou noir, moment où elle se déplaçait le plus rapidement dans le ciel. À partir de ces données exhaustives, Whitaker et ses collaborateurs ont déterminé que l'étoile visible orbite autour d'oMEGACat BH-2 en 94 ans, ce qui en fait le système binaire à trou noir à la période orbitale la plus longue jamais observé. Et cette longue période orbitale apporte également un éclairage sur l'origine de ce système binaire. Cela indique qu’iI s'est probablement formé dynamiquement, c’est à dire que l'étoile et le trou noir ne formaient pas un couple au départ, mais se sont rencontrés au sein de cet amas et sont restés liés gravitationnellement. Et les chercheurs ont calculé qu'un système comme oMEGACat BH-2 devrait survivre moins d'un milliard d'années avant d'être séparé par des collisions avec des étoiles voisines, une durée de vie bien plus courte que l'âge de l'amas (environ 12 milliards d'années).

Il est important de comprendre les populations de trous noirs dans les amas globulaires car leur physique et leur formation restent incertaines. Plus précisément, il est essentiel de comprendre le processus de formation des trous noirs, puis la formation dynamique des binaires, car cela influence notre capacité à interpréter et à comprendre les ondes gravitationnelles. Il ne faut pas oublier que ce sont des environnements comme Omega Centauri qui sont les principaux lieux où des binaires de trous noirs fusionnent et créent des ondes gravitationnelles.

Les recherches de binaires par vitesse radiale dans les amas globulaires ont été rendues possibles grâce aux mesures avec MUSE en multi-époques qui ont été effectuées dans NGC 3201, ω Cen et 47 Tuc, mais elles n'ont permis de détecter que les deux trous noirs de NGC 3201. De nombreuses binaires détectées par vitesse radiale dans ω Cen ne présentent pas de contraintes orbitales précises, mais pour les chercheurs, des binaires à trous noirs à courte période (< 1 an) devraient pouvoir être caractérisées à l'aide de ces données, à condition que la compagne visible soit une étoile plus brillante. L'analyse des données existantes sur d'autres amas et une surveillance accrue pourraient aussi conduire à la détection de nouvelles binaires à trous noirs.

Quoi qu'il en soit, de nouvelles détections seront nécessaires pour mieux caractériser la population de trous noirs dans les amas globulaires. Et on peut affirmer que l'identification de oMEGACat BH-2 marque le début d'une nouvelle ère pour la découverte astrométrique de trous noirs dans les amas globulaires...

Source

A Long Period Stellar-mass Black Hole Binary in ω Centauri

Matthew Whitaker, et al.

The Astrophysical Journal Letters, Volume 1006, Number 1 (13 july 2026)

https://doi.org/10.3847/2041-8213/ae7a5c

Illustrations

1. Localisation de oMEGACat BH-2 dans Omega Centauri (ESA, NASA, Maximilian Häberle (MPIA), Joseph DePasquale (STScI))

2. Matthew Whitaker

Découverte d'une cavité au centre d'une galaxie géante, produite par un trou noir ultramassif

Une équipe d’astrophysiciens vient de démontrer l’existence  d’une cavité d’une taille de l'ordre du kiloparsec dans la distribution stellaire de la galaxie centrale de l'amas A402. Les données des télescopes Webb et Hubble mettent en évidence un noyau galactique aplati dans la distribution stellaire sur lequel se superpose la cavité, ce qui implique la présence d'un trou noir ultramassif central de masse d’environ 50 milliards de M⊙ qui serait à l’origine de cette cavité. Ils montrent en outre qu'un second trou noir supermassif candidat se trouve de l'autre côté de la cavité, avec une vitesse relative de 370 km s⁻¹. Si cette hypothèse se confirme, cela impliquerait la présence d'un système binaire de trous noirs ultramassifs séparés par plusieurs kiloparsecs, d'une masse totale de 60 milliards M⊙. Cela en ferait le système binaire de trous noirs le plus massif découvert à ce jour. L’étude est publiée dans The Astrophysical Journal.

La zone vide qui est observée correspond à environ 20 milliards M⊙ d'étoiles manquantes dans un volume de 0,5 kpc³ . Michael McDonald (MIT) et ses collaborateurs proposent que cette cavité stellaire unique résulte d'une interaction dynamique de courte durée entre au moins un trou noir supermassif et le champ stellaire environnant. Selon eux, cette interaction pourrait être due soit à une diffusion à trois corps lors du durcissement du système binaire, soit à l'induction d'une instabilité dipolaire dans le champ de densité stellaire.

Il faut se rappeler qu’au centre des galaxies les plus massives de l'Univers, les galaxies elliptiques géantes, les profils de luminosité s'aplatissent pour former une région centrale de brillance de surface constante. Or, l'existence d'un tel noyau stellaire n'est pas prédite naturellement par les modèles actuels de formation des galaxies massives dans un univers ΛCDM. Cela suggère qu'un mécanisme secondaire est responsable de l'élimination des étoiles des régions internes de haute densité. Compte tenu de la masse des étoiles évacuées, l'hypothèse la plus probable est celle de la fusion en cours d'une paire de trous noirs supermassifs. Selon le modèle standard de formation des structures, les galaxies massives se forment principalement par fusion avec des galaxies plus petites. Étant donné que la totalité des galaxies abritent un trou noir supermassif central, la fusion de trous noirs devrait donc également être fréquente. En particulier, à des époques plus reculées, les galaxies massives situées au centre des amas devraient être le siège d'événements de fusion actifs.

Pour que deux trous noirs supermassifs fusionnent, ils doivent d'abord perdre suffisamment de moment cinétique orbital pour réduire leur séparation orbitale à un niveau suffisamment faible pour que l'émission d'ondes gravitationnelles puisse emporter l'énergie orbitale restante en un temps inférieur à l'âge de l'Univers. Bien que de telles ondes gravitationnelles issues de la fusion d'un système binaire de trous noirs supermassifs n'aient pas encore été détectées, NANOGraV et d'autres expériences de chronométrage de pulsars ont récemment mis en évidence l'existence d'un fond d'ondes gravitationnelles stochastiques qui proviendrait de la fusion collective de trous noirs binaires dans les noyaux galactiques. On pense que la phase initiale de ce processus, avant que les ondes gravitationnelles ne deviennent significatives, implique une diffusion à trois corps entre les 2 trous noirs et les étoiles, ce qui entraînerait un « nettoyage » des étoiles et de la matière noire dans la couche interne des galaxies les plus massives sur environ un kiloparsec. Ce déficit d'étoiles peut être encore accentué si la fusion des trous noirs induit un recul sur le trou noir résiduel, ce qui est très souvent le cas. Ca éloignerait le trou noir supermassif du centre du potentiel gravitationnel et conduirait à une expansion rapide des orbites stellaires derrière lui.

De tels noyaux diffus et de grande taille ont déjà été observés dans la distribution stellaire de plusieurs galaxies massives, et il a été suggéré que la taille physique du noyau observé est directement liée à la masse du trou noir qui l'a probablement créé. En effet, la masse de certains des trous noirs supermassifs les plus massifs a été déduite de la taille des régions centrales qu'ils ont creusées dans le profil lumineux de leur galaxie hôte. Cette relation repose sur l'hypothèse que le noyau s'est formé par des interactions dynamiques avec couple de trous noirs supermassifs, pendant ou après la fusion. Malgré les efforts observationnels considérables déployés pour étudier les cœurs des galaxies massives et, du point de vue théorique, pour prédire les mécanismes de leur formation, ce modèle est resté jusqu’à aujourd’hui peu étayé par l'observation directe. Le seul système pour lequel un trou noir supermassif binaire a été directement détecté comme modifiant la distribution stellaire est NGC 5419, par B. Neureiter et al. en 2023. Dans ce système, deux sources ponctuelles très proches semblent induire des perturbations cinématiques dans la distribution stellaire, ce qui conduit à la formation d'un cœur aplati. De plus, ces grands cœurs stellaires aplatis peuvent être dynamiquement instables, comme l'ont montré S. Dattathri et al. en 2025, ce qui engendre un dipôle persistant dans la distribution stellaire.

McDonald  et ses collaborateurs ont analysé des observations de la galaxie centrale d'A402, qui est un amas de galaxies massif situé à un redshift z = 0,322. La cavité qu’ils observent avec Webb avait été précédemment signalée par A. Repp et H. Ebeling en 2018 à partir d'observations du télescope Hubble. Elle avait alors été interprétée comme une zone de poussière proche du centre galactique. Mais grâce aux données de l’imageur Nircam de Webb, les chercheurs apportent aujourd’hui des preuves convaincantes qu'il s'agit en réalité d'une absence d'étoiles, et ils suggèrent donc que cela est très probablement dû à des interactions dynamiques avec la fusion d'une paire de trous noirs supermassifs.

Outre cette « cavité stellaire », McDonald et ses collaborateurs ont constaté que la galaxie centrale d'A402 possède un noyau diffus extrêmement étendu, avec un rayon de rupture de 2,2 kpc, sur lequel se superpose la cavité. Pour eux, un noyau aussi important a probablement été formé lors de la fusion passée de trous noirs supermassifs, laissant un résidu d'une masse d'environ 50 milliards de M⊙ . Ce trou noir « ultramassif » apparaît à l'extrémité ouest de la cavité stellaire comme une source ponctuelle brillante dans l'infrarouge moyen et coïncide avec un noyau galactique actif identifié par MUSE. Et sur le bord est de la cavité, les astrophysiciens trouvent également des preuves de la présence d'un deuxième noyau galactique actif, basées sur une forte émission [O iii ] localisée. Ces deux AGN ont une vitesse relative de 370 km s ⁻¹, ce qui permet aux chercheurs de calculer la masse binaire combinée du système. Ils trouvent une valeur record de 60 milliards M⊙.

McDonald et ses collaborateurs  ont des bonnes raisons de postuler que la cavité stellaire se forme par l'interaction dynamique continue d'un cœur stellaire avec des trous noirs supermassifs en spirale. Cette interprétation est étayée par les preuves, en lumière optique et X, d'une fusion récente à l'échelle galactique, ainsi que par l'observation de deux sources à raies d'émission de part et d'autre de la cavité, compatibles avec un noyau galactique actif binaire massif. La taille de la cavité et les vitesses relatives des deux AGN supposés concordent avec les théories établies depuis des décennies sur l'érosion des cœurs stellaires par des trous noirs supermassifs (ou ultramassifs) en spirale.

Ce système offre un modèle pour un nouveau phénomène à rechercher dans les observations actuelles et futures. La détection d’autres sources similaires contribuerait à consolider les prédictions actuelles de signatures multi-messagers pour les sources du futur détecteur LISA, pour lesquelles l’échelle de temps et la fréquence de fusion demeurent des incertitudes majeures.

À l’avenir, les vastes relevés effectués avec les télescopes spatiaux Euclid et Roman, ainsi que les relevés d’archives de Hubble et Webb permettront probablement de découvrir des systèmes similaires, fournissant une estimation de l’échelle de temps de fusion des trous noirs supermassifs basée sur la fréquence d’observation de tels systèmes. Parallèlement, un suivi ciblé de ce système unique avec les télescopes les plus puissants permettra une compréhension plus complète de la nature du noyau galactique actif dans ce système et de la dynamique des étoiles dans et autour de la cavité.

Source

A Kiloparsec-scale Stellar Cavity in the Center of A402-BCG May Be Caused by Dynamic Interactions with an Ultramassive Black Hole

Michael McDonald et al.

The Astrophysical Journal Letters, Volume 1002, Number 1 (23 Avril 2026 )

https://doi.org/10.3847/2041-8213/ae5bbe

1. Observations multi-longueurs d'onde de la galaxie centrale d'A402 (McDonald et al.)

2. Michael McDonald

Mesure inédite de la puissance instantanée d'un jet de trou noir

À partir de 18 années d'imagerie radio à haute résolution, une équipe de chercheurs parvient à détecter une courbure des jets du trou noir de Cygnus X-1, induite par le vent stellaire de l'étoile compagne dans le système binaire. En modélisant les interactions jet-vent, ils déterminent pour la première fois la puissance cinétique instantanée du jet, qu'ils peuvent comparer à la puissance moyenne, seule valeur accessible jusqu'alors. Ils publient leur étude dans Nature Astronomy.

Comprendre l'impact de l'accrétion de trous noirs supermassifs sur l'évolution des galaxies et des structures cosmiques est l'une des principales motivations de l'étude des jets relativistes. On observe que les jets génèrent des chocs à grande échelle, polluent le gaz interstellaire avec des champs magnétiques et des rayons cosmiques, créent une turbulence à grande échelle et vident de vastes cavités gazeuses à l'échelle des groupes et amas de galaxies. Mais il existe une difficulté fondamentale dans la modélisation de la rétroaction cinétique, qui provient de l'absence de mesure instantanée de la puissance du jet, qui pourrait renseigner sur la fraction de l'énergie accrétée qui est convertie en énergie cinétique du jet.

Pour contraindre cette rétroaction, les astrophysiciens se sont ainsi toujours appuyés sur des estimations de la puissance du jet moyennées dans le temps, des valeurs qu'ils obtiennent par calorimétrie des bulles gonflées par le jet. Cela implique de moyenner la puissance cinétique totale émise par un jet sur toute sa durée de vie, qui dépasse largement l'échelle de temps de variabilité du flux d'accrétion. En raison de ce décalage temporel, les mesures calorimétriques ne permettent donc pas de calibrer avec précision l'efficacité de la rétroaction cinétique instantanée des trous noirs en accrétion, qui est pourtant le paramètre essentiel pour les modèles de formation des grandes structures. Cela a poussé les astrophysiciens à développer une méthode permettant de mesurer la puissance instantanée des jets d'un trou noir en accrétion. Et pour ça, quoi de mieux qu'un trou noir stellaire proche dans un système binaire ? 

En effet, les binaires X à trou noir offrent une opportunité unique de mesurer la puissance instantanée des jets grâce aux interactions théoriquement prédites entre le vent stellaire de l'étoile compagne et les jets. Dans ces systèmes, le trou noir accrète de la matière provenant du puissant vent stellaire de son étoile compagne massive. Les jets émis par le trou noir doivent ensuite se propager vers l'extérieur à travers ce vent. L'impact du vent peut dévier le jet, ce qui, combiné au mouvement orbital du trou noir, engendre un jet hélicoïdal. La trajectoire globale du jet est déterminée par les intensités relatives du flux de quantité de mouvement du vent et du flux de quantité de mouvement du jet. Par conséquent, si les paramètres du vent sont connus, il est possible de mesurer instantanément la puissance, la vitesse, la géométrie et tout désalignement entre le jet et la binaire.

À une distance de 2,22 kpc, le système binaire X à trou noir de grande masse Cygnus X-1 contient un  trou noir de 21,2 ± 2,2 M⊙ en orbite avec une période de 5,6 jours avec une supergéante compagne de type spectral O et de masse 40,6 M⊙. Le trou noir s'alimente du vent stellaire de l'étoile donneuse, dont le taux de perte de masse est de (2,57 ± 0,05) × 10⁻⁶  M⊙ an⁻¹. Un jet stable est émis à proximité du trou noir et peut être résolu par des observations radio à haute résolution angulaire grâce à l'interférométrie à très longue base (VLBI). Les premières observations VLBI de Cygnus X-1 ont été réalisées à la fin des années 1990 et n'ont détecté que le jet s'approchant vers nous, amplifié par effet Doppler. Une campagne VLBI plus sensible, menée en 2016, a permis de détecter pour la première fois le jet opposé, s'éloignant de nous correspondant. Le jet s'éloignant présentait un angle de position similaire à celui du jet s'approchant dans le plan du ciel. La faible excentricité mesurée du système binaire ( e = 0,019 ± 0,003) et sa faible vitesse spatiale par rapport à son lieu de formation supposé au sein de l'association Cygnus OB3 impliquent une impulsion initiale relativement faible lors de la formation du trou noir, de sorte que l'axe du jet devrait être relativement bien aligné avec l'orbite du système binaire. Mais des travaux récents ont mis en évidence un désalignement important entre l'axe du jet et le vecteur moment cinétique orbital.

De plus, la calorimétrie de Cygnus X-1 a été utilisée pour ancrer de nombreuses relations d'échelle des trous noirs dérivées de l'observation (telles que la puissance du jet par rapport à la luminosité radio) sur toute la gamme de masses des trous noirs (en utilisant la nature invariante d'échelle des trous noirs. On comprend d'autant mieux  la nécessité de mesurer la puissance instantanée du jet de Cygnus X-1.

S. Prabu (Université Curtin, Perth, Australie) et ses collaborateurs ont donc réanalysé les données de 2016. Leur analyse d'images individuelles VLBA et EVN de la campagne de 2016 a montré que les angles de position observés des jets s'approchant et s'éloignant variaient en fonction de la phase orbitale. Ils ont vérifié, à l'aide de données d'archives, que la variation de l'angle de position du jet s'approchant était reproductible, avec des écarts dépendant de la phase orbitale par rapport à un angle de position médian constant sur une période de 18 ans . De plus, une analyse du jet indépendante de tout modèle a montré que les jets s'approchant et s'éloignant se courbent dans des directions différentes, étant déviés de la position de l'étoile donneuse.

La différence observée par les chercheurs dans les angles de position des jets s'approchant et s'éloignant ne peut pas s'expliquer par une simple précession de l'axe du jet. Elle apparaît cependant naturellement dans un scénario où les jets sont déviés par l'impact du vent stellaire. Prabu et ses collaborateurs considèrent donc un modèle analytique de la courbure du jet induite par le vent. Ce modèle équilibre le flux de quantité de mouvement du vent avec le flux de quantité de mouvement latéral du jet et prend en compte le mouvement orbital pour prédire la structure hélicoïdale globale du jet. Ce modèle, fondé sur des principes physiques, prend également en compte les effets non balistiques dus à la poussée du jet hélicoïdal contre le vent. Afin d'inférer les propriétés du jet au lancement, ils ont ajusté ce modèle analytique, évalué numériquement, à la structure de jet qui est mesurée.

L'ajustement simultané des six époques d'observation VLBA de 2016 a ainsi permis d'obtenir pour la première fois une puissance de jet instantanée dans un trou noir en accrétion, ainsi que la vitesse du jet.  Il avait été initialement proposé que le trou noir de Cygnus X-1 se soit formé par effondrement direct d'une étoile très massive. En l'absence d'une impulsion de supernova, l'axe de rotation du trou noir devrait donc être bien aligné avec son moment angulaire orbital. Mais la détection récente d'une forte polarisation des rayons X émis par le système indique un désalignement important, de l'ordre de 18°, le long de la ligne de visée. En revanche, une étude des déphasages dépendant de la fréquence, observés dans les courbes de lumière radio a indiqué un désalignement de 20 à 30° dans le plan du ciel. Compte tenu de ces résultats contradictoires, Prabu et al. ont exploré l'impact du désalignement sur les trajectoires calculées des jets.

En présence d'un jet désaligné, on s'attendrait à des interactions vent-jet non balistiques fortement asymétriques près de la base du jet. Quelle que soit la géométrie du désalignement, le jet s'approchant se propagerait vers l'étoile (où le vent est plus dense) à une phase orbitale particulière, tandis que le jet s'éloignant le ferait une demi-orbite plus tard. Un désalignement important ( ≳ 10°) entraînerait alors une forte courbure asymétrique des jets s'approchant et s'éloignant, due aux différentes forces non balistiques que leur inflige le vent ; or, les chercheurs n'observent pas ce phénomène.

Ils ont tout de même réajusté les trajectoires des jets avec davantage de paramètres pour tenir compte d'un désalignement entre l'axe du jet et l'axe orbital et ont pu déterminer la puissance du jet : 10^37.3 erg.s^-1,  la vitesse de jet : 68% de la vitesse de la lumière, et un désalignement optimal de 5.2°. Cependant, pour tenir compte des éventuelles erreurs systématiques dues à la moyenne des trajectoires du jet sur une observation de 12 h, les astrophysiciens ont adopté une limite supérieure conservatrice de 8,2° sur le désalignement entre le jet et le système binaire.

Un si faible désalignement jet-orbite implique que d'autres explications sont nécessaires pour la forte polarisation des rayons X observée par IXPE (Imaging X-ray Polarimetry Explorer), comme la présence d'un écoulement relativiste dans la couronne. Les déphasages radio mis pourraient quant à eux s'expliquer par la structure hélicoïdale du jet, créée par la courbure du jet et le mouvement orbital du trou noir. Ce faible désalignement est également cohérent avec la faible excentricité et la faible vitesse particulière du système, ainsi qu'avec les prédictions théoriques concernant la formation de trous noirs aussi massifs .

Bien que les estimations de la puissance du jet issues des trois modèles physiques (sans désalignement, avec désalignement et avec désalignement et jet non conique) concordent entre elles à un niveau de 1 σ et soient relativement insensibles aux incertitudes du taux de perte de masse du vent de l'étoile donneuse , Prabu et ses collaborateurs privilégient l'estimation de la puissance du jet issue du modèle qui permet à la fois un désalignement et une géométrie de jet non conique. Ce modèle, qui repose sur le moins d'hypothèses, implique que, durant la durée de vie de quelques millions d'années du système binaire X à trou noir Cygnus X-1, la rétroaction cinétique totale des jets serait de l'ordre de plusieurs fois 10⁵⁰ ergs, ce qui est comparable à celle d'une supernova. 

Les chercheurs notent que la puissance instantanée des jets qu'ils ont mesurée est en excellent accord avec la puissance moyenne des jets de 4 à 14 × 10³⁶  ergs s⁻¹ obtenue pour Cygnus X-1 par calorimétrie. La ressemblance frappante entre la luminosité bolométrique des rayons X durs de Cygnus X-1 et la mesure de puissance du jet de Prabu et al. valide les fractions de conversion d'accrétion en énergie du jet qui sont communément supposées dans les simulations typiques de formation de galaxies. 

Grâce à une mesure précise et instantanée de la puissance des jets de Cygnus X-1, les chercheurs ont ainsi validé l'utilisation de la calorimétrie utilisée jusqu'alors pour calibrer la fraction d'énergie d'accrétion qui est convertie en énergie cinétique des jets. La forte concordance entre les puissances instantanées et moyennes des jets suggère la stabilité à long terme des jets produits par des flux d'accrétion radiatifs X durs inefficaces. Cette validation renforce la confiance dans l'applicabilité plus large des techniques calorimétriques pour estimer la puissance des jets dans d'autres systèmes de trous noirs, y compris les noyaux actifs de galaxies, indépendamment de leur régime d'accrétion spécifique. 

Cette mesure inédite de la fraction de conversion instantanée de l'énergie d'accrétion en énergie des jets conforte également fortement le bilan énergétique qui a été supposé pour les trous noirs en accrétion dans les simulations cosmologiques à grande échelle.

Source

A jet bent by a stellar wind in the black hole X-ray binary Cygnus X-1

S. Prabu, et al.

Nature Astronomy (2026)

https://doi.org/10.1038/s41550-026-02828-3

Illustration

Vue d'artiste de Cygnus X-1 (International Centre for Radio Astronomy Research)

Eruption record dans un noyau galactique actif

Une équipe d'astrophysiciens vient de découvrir une éruption extrême du noyau galactique actif (AGN) J2245+3743. Sa luminosité a été multipliée par plus de 40 en 2018, puis la source a progressivement diminué depuis. L'énergie totale émise dans l'ultraviolet et le domaine visible à ce jour est de l'ordre de 10⁵⁴ erg, soit la conversion complète d'environ 1 masse solaire en rayonnement électromagnétique, du jamais vu. Cette éruption est 30 fois plus puissante que la plus puissante éruption transitoire de noyau galactique actif (AGN) jamais enregistrée. L'étude est parue dans Nature Astronomy.

Les trous noirs supermassifs en accrétion dans les AGN sont reconnus comme des sources très variables, nécessitant un environnement extrêmement compact et dynamique. Leur variabilité est liée à de multiples phénomènes, notamment les variations des taux d'accrétion, les changements de température, la présence d'absorbeurs au premier plan et les modifications structurelles du disque d'accrétion. 

Très peu d'événements physiques dans l'Univers peuvent libérer une telle quantité d'énergie électromagnétique. Plusieurs mécanismes potentiels ont été testés par Matthew Graham (Caltech) et ses collaborateurs pour comprendre l'origine de cette éruption. Ils ont notamment évalué la destruction par effet de marée d'une étoile de masse élevée ( > 30 ​ M⊙), un 'effet de lentille gravitationnelle d'une éruption de noyau galactique actif, une supernova "ordinaire", ou encore à une supernova supermassive (supernova à instabilité de paires) dans le disque d'accrétion de l'AGN.

La découverte de phénomènes transitoires liés aux trous noirs supermassifs a été rendue possible par un certain nombre d'études temporelles de grande envergure réalisées au cours de la dernière décennie. Les taux d'occurrence sont faibles et les événements peuvent durer des mois, voire des années ; ils nécessitent donc une large couverture du ciel avec de longues lignes de base. Le Catalina Real-time Transient Survey (CRTS) et le Zwicky Transient Facility (ZTF) offrent ensemble une couverture de 20 ans sur plus de 70 % du ciel jusqu'à une profondeur de magnitude supérieure à 20 dans la bande visible Ces deux installations ont permis un certain nombre d'études systématiques de phénomènes AGN rares. 

J2245+3743 est un AGN situé à un redshift z=2,554 (2,6 milliards d'années après le Big Bang). Une augmentation de sa luminosité de près de quatre magnitudes (correspondant à une multiplication du flux par 40) a été détectée début 2018 par les télescopes de CRTS et de ZTF. La galaxie hôte associée est compatible avec un AGN d'après ses couleurs dans l'infrarouge moyen, bien qu'aucun spectre de la source avant l'éruption ne soit disponible. L'éruption s'est lentement atténuée au cours des six années suivantes (dans le référentiel de l'observateur), soit ∼650 jours dans le référentiel de repos, mais le flux reste encore aujourd'hui deux ordres de grandeur au-dessus du niveau pré-éruptif. Une séquence de spectres des six dernières années montre le développement progressif de raies d'émission élargies, par exemple Lyα, C IV , C III , Mg II , Hβ, O III , et Hα, ce qui est compatible avec un noyau galactique actif (AGN).  A partir des raies d'émission C IV , Mg II et Hα, Graham et ses collaborateurs fournissent une estimation de la masse du trou noir supermassif entre 10^8.2 et 10^8.8 masses solaires (donc entre 160 et 630 millions de masses solaires).

D'autres observations ont été effectuées à d'autres longueurs d'onde : le télescope infrarouge WISE a détecté l'éruption dans l'IR moyen sans décalage temporel statistiquement significatif par rapport à l'éruption dans le visible, mais en revanche, l'éruption n'a pas été détectée aux longueurs d'onde des rayons X et radio. Il n'y a pas non plus eu de détection d'émission de neutrinos associée, comme cela a été observé dans les destructions maréales d'étoiles très énergétiques avec émission infrarouge. 

La luminosité maximale de J2245+3743 lors de l'éruption était de  4×10⁴⁶ erg s^-1 , ce qui fait une puissance de 4×10³⁹ Watts (ou si on préfère 10 000 milliards de fois la luminosité du soleil, qui a une luminosité de 4×10²⁶ Watts). L'énergie électromagnétique totale libérée par J2245+3743 est de l'ordre de 10⁵⁴ erg (équivalent isotrope), ce qui correspond à peu près à l'énergie de masse du Soleil. Cette énergie est environ 1000 fois plus élevée que ce que produit une supernova classique et 10 à 100 fois plus que ce que produit une supernova superlumineuse...

 

Selon Graham et ses  collaborateurs, si l'éruption de J2245+3743 est un phénomène de destruction maréale d'étoile (TDE) par le trou noir supermassif, elle pourrait donc impliquer une étoile d'une masse bien supérieure à 20M⊙, en supposant un taux d'efficacité de 10 % pour la conversion de la masse accrétée en énergie émise.

Bien qu'une supernova classique soit exclue du point de vue énergétique, il pourrait tout de même s'agir d'une supernova superluminueuse intégrée au disque d'accrétion du noyau galactique actif. Mais ce cas est très contraint, car la majeure partie de l'énergie devrait alors être fournie par l'énergie cinétique de la matière dense environnante. Car certes les étoiles entièrement enfouies dans des disques d'AGN peuvent évoluer très différemment des étoiles du champ et devenir rapidement supermassives. Et ces étoiles s'effondrent donc violemment, en fonction de la densité du gaz environnant. Les étoiles massives qui explosent dans les disques des noyaux actifs de galaxies verront alors leur luminosité augmenter à mesure que l'énergie cinétique de l'explosion est transformée en rayonnement par la matière environnante. Cependant, les étoiles suffisamment massives (M∗ de 140 à 260 M⊙) devraient subir une instabilité de paires dans leur noyau à la fin de leur vie (des photons gamma de haute énergie se matérialisent en électrons + positrons, ce qui diminue brutalement la pression radiative), ce qui initie une supernova par instabilité de paires. Les candidates potentielles de ce type de supernova incluent, par exemple, SN 2007bi et SN 2018ibb, dont chacune rayonnait une énergie totale de l'ordre de 10⁵² erg (seulement...).

Les courbes de lumière de ces supernovas candidates sont caractérisées par une montée et une descente lentes, durant plusieurs mois, soit plus longtemps que celles des supernovas à effondrement de coeur typiques. Et pour les étoiles les plus massives (M∗≳260 M⊙), celles-ci ne devraient pas subir d'instabilité de paires, mais devraient s'effondrer directement sur leur cœur pour former un trou noir sans explosion, libérant ainsi des quantités d'énergie électromagnétique relativement faibles. À moins que notre compréhension actuelle de l'explosion des étoiles très massives ne sous-estime considérablement l'énergie libérée, pour Graham et ses collaborateurs, il est très peu probable, pour ne pas dire impossible qu'une supernova génère l'énergie observée dans J2245+3743.

Si l'éruption est due à un effet de lentille gravitationnelle, l'énergie totale réelle impliquée serait bien sûr moindre ; autrement dit, le flux observé correspondrait au flux réel amplifié par la lentille par un facteur donné. Mais les chercheurs précisent que dans ce cas, l'événement resterait extrême pour les amplifications typiques des lentilles gravitationnelles. Et l'imagerie à haute résolution ne révèle aucune composante multiple et les simulations indiquent que la probabilité statistique d'un effet de lentille est très faible.

Pour Graham et son équipe, l'explication la plus probable est un événement de destruction d'une étoile massive par effet de marée (TDE, Tidal Disruption Event) à l'intérieur du disque du noyau galactique actif.

Presque tous les TDE détectés à ce jour se sont produits dans des galaxies quiescentes, c'est-à-dire non-AGN, à faible décalage vers le rouge (bien qu'il existe certainement un certain biais de sélection). Seuls cinq TDE ont été actuellement observés à un redshift supérieur à 1.

À z=2,554, J2245+3743 deviendrait donc à la fois l'événement TDE le plus énergétique observé et celui présentant le décalage vers le rouge le plus élevé (détecté au jour de la rédaction de l'article de Graham et al.). A l'issue du processus de review de Nature Astronomy, les auteurs ont ajouté une phrase précisant qu'entre temps (entre le 6 mars et le 3 octobre), un candidat TDE avait été détecté à un redshift z=5,02 grâce au télescope Webb (Karmen et al. ApJ 990 2025).

Cela suggère qu'il existe certainement une population de TDE moins énergétiques associées aux AGN à

z>1 ce qui pourrait permettre d'étudier les caractéristiques et l'évolution des environnements de trous noirs supermassifs à haut décalage vers le rouge.

Pour atteindre l'énergie totale libérée observée, la masse de l'étoile déchirée est estimée à plus de 30 M⊙. Ces étoiles proviennent vraisemblablement d'une population d'étoiles massives du disque d'accrétion du noyau galactique actif.

D'autres exemples d'événements de rupture par effet de marée (TDE) lumineux dans les AGN permettront d'étudier la fonction de masse stellaire, majoritairement composée d'étoiles massives, proposée pour les étoiles des disques d'AGN. Une imagerie à haute résolution angulaire contribuera également à confirmer cette explication dans de futurs cas.

Source

An extremely luminous flare recorded from a supermassive black hole

Matthew J. Graham, et al.

Nature Astronomy (4 november 2025)

https://doi.org/10.1038/s41550-025-02699-0

Illustrations

1. Vue d'artiste de l'éruption géante de  J2245+3743 (AP)

2. Matthew Graham

Observation d'un possible trou noir supermassif formé par effondrement direct de gaz

Avec des observations du télescope Webb, une équipe d'astrophysiciens a découvert un objet inhabituel situé à un redshift de z = 1,14,. Ils l'ont surnommé la galaxie ∞ (infini). Il s'agit de deux noyaux de galaxies séparés de 10 kpc, au milieu desquels se trouve un trou noir supermassif. L'analyse de ce qui a pu se passer dans ce système mène vers une formation du trou noir supermassif par l'effondrement direct du nuage de gaz compressé formé lors de la collision frontale de deux galaxies à disque. Ils publient leur étude dans The Astrophysical Journal Letters.

La lumière proche infrarouge au repos de la galaxie ∞ est dominée par deux noyaux compacts avec des masses stellaires d'environ 100 milliards M⊙. Les deux noyaux sont entourés d'un anneau ou d'une coquille proéminente, donnant à la galaxie l'apparence d'un huit ou d'un symbole ∞. La morphologie ressemble à celle du système nommé II Hz 4, où la collision frontale de deux galaxies à disques parallèles a conduit à la formation d'anneaux collisionnels autour de leurs deux renflements. La spectroscopie avec le télescope Keck, les données radio du Very Large Array et les données X du télescope spatial Chandra montrent que la galaxie ∞ abrite un trou noir supermassif qui est en accrétion active avec une luminosité radio et X de type quasar.

Mais ce qui est remarquable, c'est que ce trou noir supermassif ne soit associé à aucun des deux noyaux galactiques, mais se situe exactement entre eux en termes de position et de vitesse radiale. De plus, à partir de l'émission excédentaire dans le filtre NIRCAM F150W de Webb, Pieter Van Dokum (Yale university) et ses collaborateurs déduisent que le trou noir est intégré dans une distribution étendue de gaz émetteur Hα , avec une largeur équivalente au référentiel au repos comprise entre 400 Å et 2 000 Å. Le gaz couvre toute la largeur du système et a probablement été choqué et comprimé au site de collision, dans un équivalent à l'échelle galactique de ce qui s'est produit dans l'amas du Boulet. 

Après avoir testé différentes hypothèses pour expliquer cet étonnant arrangement, comme la présence d'une éventuelle troisième galaxie, ou bien un trou noir supermassif qui se serait échappé de sa galaxie d'origine, Van Dokkum et ses collaborateurs en arrivent à la conclusion que le trou noir s'est formé in situ, là où il est encore observé. Ce serait en fait plutôt une conséquence de la morphologie inhabituelle du système et expliquerait également sa position et sa vitesse radiale.

Dans ce scénario, le gaz ionisé entre les noyaux galactiques est choqué et comprimé par la récente collision entre les deux galaxies. Selon les chercheurs, il est possible que le trou noir se soit formé suite à l'effondrement gravitationnel incontrôlable d'un nuage ou d'un filament au sein de ce gaz. Ce scénario relie le trou noir au nuage de gaz dans lequel il est enfoui et explique pourquoi sa vitesse radiale se situe exactement entre celles du gaz dans les deux anneaux galactiques.

Cette idée est qualitativement similaire aux modèles de formation de « graines lourdes » qui ont longtemps été proposés pour l'origine des trous noirs supermassifs au centre des galaxies. Alors que le modèle dominant pour l'origine des trous noirs supermassifs reste celui fondé sur une évolution à partir de trous noirs stellaires d'environ 1000 M⊙ issus de la première génération d'étoiles (population III) , l'effondrement direct de nuages de gaz prégalactiques d'environ 10 000 à 100 000 M⊙ est une alternative importante aujourd'hui. Les simulations montrent en effet que l'absence de métaux dans ces premiers objets baryoniques, combinée aux champs de rayonnement externes et à la dynamique violente des gaz associée à la formation du halo, peut créer des conditions propices à la formation de trous noirs supermassifs. Et récemment, ces modèles ont reçu une attention renouvelée, car les premiers résultats du télescope Webb indiquent que de nombreuses galaxies ont des masses de trous noirs relativement élevées pour leur masse stellaire.

Van Dokkum et ses collaborateurs précisent néanmoins que la similitude avec les modèles d'ensemencement des premiers trous noirs supermassifs n'est que superficielle, car le gaz de la galaxie ∞ est riche en métaux et ne se trouve pas au centre du halo. Mais ils rappellent aussi  que des études à haute résolution des conséquences de fusions riches en gaz ont montré que des trous noirs peuvent se former dans les régions centrales du résidu, même si le gaz est riche en métaux (L. Mayer et al. 2010 , 2015 ). Dans ce canal de formation, c'est la turbulence et la pression thermique, plutôt que l'absence de métaux, qui empêchent la fragmentation et la formation d'étoiles. Le gaz de la galaxie ∞ est actuellement réparti sur une région d'environ 10 kpc (distance projetée), mais il est concevable que des conditions extrêmes similaires aient été atteintes localement au moment de la collision des deux galaxies progénitrices, selon les chercheurs.

Il faut préciser également que, dans ce scénario, les deux noyaux galactiques ont toujours leurs propres  trous noirs supermassifs. Les dispersions de vitesse stellaire des noyaux galactiques sont d'environ ∼300 km s-1 sur la base de leurs tailles d'environ 1 kpc et de leurs masses d'environ ∼100 milliards de M⊙ . La relation M trou noir – σ implique des masses de trous noirs d'environ ∼1 milliard M⊙ pour des dispersions dans cette gamme. Ils n'ont en revanche pas été détectés par leur activité radio ou X.

Comme nous l'avons dit, la morphologie inhabituelle de la galaxie ∞ peut être expliquée par une collision frontale de deux galaxies à disque, conduisant à la formation d'anneaux de collision autour des deux bulbes survivants. Dans ce contexte, on peut utiliser les propriétés observées de la galaxie pour déterminer sa géométrie 3D approximative. En supposant que les anneaux sont intrinsèquement ronds, leur rapport d'axe observé de b / a  ≈ 0,77 implique un angle par rapport au plan du ciel de ≈40°. La distance physique entre les deux noyaux est alors de ≈15 kpc. 

Les astrophysiciens utilisent alors la géométrie déprojetée pour estimer Δ t , le temps écoulé depuis la collision. La différence de vitesse radiale déprojetée entre les côtés SE et NO du système est d'environ 260 km s-1, et pour une séparation déprojetée de 15 kpc, ils obtiennent Δ t  ∼ 50 Mégannées. Cet intervalle de temps est cohérent avec les échelles de temps typiques pour la formation d'anneaux de collision dans les simulations. 

Dans le contexte du modèle d'effondrement direct, le temps écoulé donne une estimation approximative de la masse initiale du trou noir supermassif. Pour une efficacité radiative standard de η  ≈ 0,1, un trou noir qui accrète au taux d'Eddington augmente sa masse d'un facteur d'environ 3 sur 50 Mégannées. Pour une masse actuelle de 1 million de M⊙, cela donne une masse initiale d'environ 300 000 M ⊙. 

L'hypothèse selon laquelle des trous noirs peuvent se former tardivement dans des galaxies en interaction n'est pas nouvelle ; par exemple, K. Schawinski et al. ont suggéré en 2011 que la présence de plusieurs AGN dans une galaxie agglomérée à z = 1,35 pourrait être due à une formation in situ et à un ensemencement tardif. Le trou noir actif de la galaxie ∞ se distingue de deux manières importantes : il constitue peut-être l'exemple le plus clair à ce jour d'un trou noir supermassif situé en dehors d'un noyau de galaxie, et le mécanisme spécifique proposé pour sa formation peut être testé par des simulations et des observations complémentaires.

La collision frontale de galaxies peut être simulée avec de fortes contraintes observationnelles sur les conditions post-collision (telles que la position des noyaux, la morphologie des anneaux, la localisation et la morphologie du gaz, et les vitesses radiales observées). Il se pourrait qu'une analyse approfondie des conditions physiques dans les nuages en collision démontre que les trous noirs supermassifs ne peuvent pas se former dans ce scénario. Dans ce cas, nous observerions probablement la réinflammation d'un trou noir supermassif errant ou éjecté lors de son passage à travers le gaz dans les régions centrales de la galaxie ∞. Mais s'il s'avère possible de former des trous noirs supermassifs dans ce type de collision galactique, nous en apprendrons beaucoup sur le processus grâce à cet objet singulier. Par exemple, il se pourrait que l'effondrement soit hiérarchique, avec des fusions d'étoiles massives conduisant à la formation de trous noirs de masse intermédiaire et de multiples trous noirs de masse intermédiaire fusionnant pour former le trou noir que nous détectons actuellement. 

D'autres tests proviendront bien sûr d'observations. La spectroscopie exploité dans cette étude est limitée dans sa résolution spatiale et ne couvre pas les principales raies d'émission optique Hα , [N II ] et [S II ]. Ces raies sont inaccessibles depuis le sol en raison de l'absorption de H2O dans notre atmosphère, mais elles peuvent être observées avec le télescope Webb. Avec NIRSPEC, la présence du gaz émettant des raies entre les noyaux pourrait être confirmée, les vitesses radiales des noyaux pourraient être mesurées directement et la transition prédite entre la photoionisation près du trou noir et l'ionisation par choc plus loin pourrait aussi être observée. De plus, tout décalage de vitesse radiale entre le trou noir et le gaz environnant pourrait être mesuré avec précision. La preuve la plus convaincante d'un effondrement gravitationnel incontrôlable au sein de ce gaz serait l'observation de l'absence de décalage : cela serait difficile à concilier avec un trou noir errant ou éjecté qui possède une vitesse non négligeable, et c'est une prédiction du modèle de formation in situ.

Si le scénario proposé est confirmé, la galaxie ∞ fournit une démonstration empirique que la formation de trous noirs supermassifs par effondrement direct peut se produire dans les bonnes circonstances – quelque chose qui n'a jusqu'à présent été vu que dans des simulations et par des observations indirectes...

Source

The ∞ Galaxy: A Candidate Direct-collapse Supermassive Black Hole between Two Massive, Ringed Nuclei

Pieter van Dokkum, et al.

The Astrophysical Journal Letters, Volume 988, Number 1 (15 july 2025)

https://doi.org/10.3847/2041-8213/addcfe

Illustrations

1. Schéma du scénario proposé pour la formation du trou noir supermassif au centre du système (Van Dokkum et al.)

2. La galaxie ∞ imagée avec Webb (Van Dokkum et al.)

PDS 456 : le trou noir supermassif qui produit un vent par paquets

Au cours des 25 dernières années, les astrophysiciens ont identifié des corrélations entre les propriétés des trous noirs supermassifs et celles de leurs galaxies hôtes, indiquant que leur évolution est étroitement liée.  Dans un article paru dans Nature cette semaine, la collaboration XRISM (X-Ray Imaging and Spectroscopy Mission) rapporte des observations de PDS 456 et montrent que lorsque le trou noir supermassif au centre de la galaxie accrète de la matière, il propulse également des amas de gaz par paquets vers l'extérieur à une vitesse pouvant atteindre 30 % de la vitesse de la lumière, et non de manière uniforme comme on le pensait jusque là... 

Le gaz propulsé par l'activité du trou noir avait été identifié par de précédentes mesures de spectroscopie X du télescope à rayons X  XRISM, lancé en septembre 2023 par la NASA et la JAXA (et qui est d'ailleurs un élément clé de mon roman Impact que j'ai publié l'année dernière). Aujourd'hui, la résolution sans précédent qui est offerte par le télescope japonais (encore intact) a permis à la collaboration de détecter la structure et la dynamique du gaz avec plus de détails que jamais auparavant. Il s'agit d'une avancée majeure dans la compréhension de la façon dont les trous noirs façonnent l'évolution galactique.

La poussière et le gaz attirés vers l'horizon des événements du trou noir peuvent s'échauffer et émettre un rayonnement électromagnétique. Lorsque ce rayonnement interagit avec la matière, il peut générer de puissants vents de gaz ionisé. Ces vents entrent en collision avec du gaz plus loin dans la galaxie, et les chocs qui en résultent peuvent redistribuer la matière et l'énergie à grande échelle.

Les centres galactiques qui accrètent rapidement de la matière sont appelés des noyaux galactiques actifs (AGN). Les chercheurs de la collaboration XRISM se sont intéressés plus particulièrement à un AGN nommé PDS 456 qui est un quasar brillant. Il est environ 10¹⁴ fois plus lumineux que le Soleil, ce qui en fait l'une des sources astronomiques les plus brillantes connues de l'Univers. Ce quasar est alimenté par un trou noir supermassif dont la masse est estimée à 500 millions de masses solaires .

PDS 456 se trouve à moins de trois milliards d'années-lumière de nous, ce qui en fait un voisin relativement proche. Il est étudié comme un analogue de la population lointaine de trous noirs qui peuplaient l'Univers primordial.

De précédentes observations par spectroscopie X ont montré que le vent de PDS 456 se déplace à environ un tiers de la vitesse de la lumière et transporte une quantité d'énergie extrêmement importante, mais la résolution spectrale limitée empêchait les chercheurs de mesurer avec précision sa structure de densité et son étendue spatiale. Chose étrange, malgré l'énergie et la vitesse extrêmes du vent, les observations suggéraient qu'il avait peu d'effet sur le gaz plus loin dans la galaxie, ce qui est en contradiction avec le comportement attendu.

C'est pour creuser cette bizarrerie que les astrophysiciens ont choisi d'exploiter le spectromètre à haute résolution de XRISM qui est appelé Resolve. Cet instrument est capable de distinguer les rayons X dont les longueurs d'onde diffèrent très légèrement, ce qui permet d'explorer la structure et la dynamique des vents générés par les trous noirs avec une précision sans précédent, le mouvement décalant les raies d'émission et d'absorption dans le spectre. Ils ont donc pointé XRISM vers PDS 456 durant 6 jours, du 11 au 17 mars 2024 pour une exposition totale de 250 ks.

Les résultats montrent que le vent émanant de PDS 456 n'est pas du tout uniforme, mais comprend jusqu'à un million de paquets ​​de gaz distincts. Ces paquets sont propulsés vers l'extérieur à une vitesse pouvant atteindre 30 % de celle de la lumière, et la matière est expulsée du disque d'accrétion du trou noir à un rythme compris entre 60 et 300 masses solaires par an.

A partir des caractéristiques observées dans les spectres X, les chercheurs évaluent la taille des paquets de gaz et leur distance du disque d'accrétion du trou noir. Ils ont une taille comprise entre 2 et 16 rayons gravitationnels, ce qui fait entre 10 et 80 unités astronomiques ici, et sont situés à une distance du trou noir entre 200 et 600 fois le rayon du trou noir. 

La découverte de cette structure de vents en paquets remet en question les théories dominantes de l'évolution galactique. En effet, les modèles conventionnels considéraient ces vents comme ayant une densité uniforme. Dans ce scénario, le vent entre en collision avec le gaz et la poussière de la galaxie, expulsant et chauffant la matière et réduisant potentiellement le carburant disponible pour la formation d'étoiles. En revanche, des paquets de gaz individuels seraient capables d'éviter les zones denses de gaz dans la galaxie, s'échappant directement dans l'espace intergalactique sans transférer beaucoup d'énergie ou de quantité de mouvement au gaz du milieu galactique. Cela pourrait donc expliquer pourquoi certaines galaxies dotées de trous noirs actifs et de vents puissants ont quand même un taux élevé de formation d'étoiles, comme c'est le cas pour PDS 456. Cela pourrait également indiquer que les vents des trous noirs ne sont pas générés en continu, mais par des événements discrets et aléatoires qui ne se produisent que pendant une petite fraction du temps où le trou noir accrète de la matière.

Des travaux supplémentaires seront nécessaires pour déterminer si les vents observés dans PDS 456 sont communs à d'autres trous noirs. Sachant que des vents extrêmement puissants comme ceux de PDS 456 sont plus fréquents dans la population de trous noirs la plus éloignée, qui s'est formée au cours du premier milliard d'années après le Big Bang. La spectroscopie X à haute résolution de ces vents de trous noirs lointains n'est pas encore possible, mais des observatoires actuels et futurs, tels que le télescope spatial Webb, ALMA et l'Extremely Large Telescope pourraient être en mesure de détecter l'effet ou le non effet des vents des trous noirs sur la matière plus éloignée dans la galaxie hôte.

Grâce à ces efforts combinés, on approfondira nos connaissances sur la manière dont les trous noirs ont façonné l'évolution des galaxies tout au long de l'histoire cosmique.

Source

Structured ionized winds shooting out from a quasar at relativistic speeds

Collaboration XRISM

Nature (14 mai 2025)

https://doi.org/10.1038/s41586-025-08968-2

Illustration

Vue d'artiste du vent de trou noir par paquets (Nature) 

Un trou noir de 600 000 masses solaires dans le Grand Nuage de Magellan révélé par des étoiles hypervéloces

Une équipe d’astrophysiciens vient de mettre en évidence la présence d’un trou noir supermassif de 600 000 masses solaires dans la Grand Nuage de Magellan (LMC), grâce à l’analyse de la trajectoire de 10 étoiles hypervéloces qui en sont issues. Ils publient leur étude dans The Astrophysical Journal.

Les étoiles hypervéloces (HVS) sont principalement produites par le mécanisme de Hills. Le mécanisme de Hills nous dit que lorsqu'une binaire stellaire s'égare près d'un trou noir supermassif, une étoile du couple peut être capturée, tandis que l'autre est éjectée à des vitesses pouvant atteindre plus de 1000 km s^-1. L'étoile capturée peut ensuite produire un événement de rupture de marée observable ou une variété de classes apparentées de transitoires. L'étoile éjectée, elle, est projetée dans le halo galactique, où elle peut être observée pendant des centaines de mégannées avant de sortir de la galaxie à jamais. Le relevé HVS Survey a permis de détecter 21 étoiles de type B de la séquence principale qui se trouvent dans le halo extérieur de la Voie Lactée et qui sont compatibles avec une éjection par le mécanisme de Hills.

Jiwon Jesse Han (Smithonian Center for Astrophysics, Harvard) et ses collaborateurs ont revisité les trajectoires de ces étoiles à la lumière des mouvements propres du relevé astrométrique de précision de Gaia ainsi que des contraintes modernes sur l'orbite du LMC autour de la Voie Lactée. Ils ont constaté que la moitié des HVS découvertes par le HVS Survey remontent non pas vers le Centre Galactique mais vers le LMC.

La recherche observationnelle de HVS la plus fructueuse à ce jour a été le HVS Survey (W. R. Brown et al. 2006). Suite à la découverte fortuite d'une étoile B non liée dans le halo externe par W. R. Brown et al. en 2005, le relevé HVS a effectué une recherche systématique d'étoiles B non liées dans le halo via un suivi spectroscopique de candidates sélectionnées par photométrie. Comme il n'y a pas eu de formation récente d'étoiles dans le halo, toutes les jeunes étoiles trouvées dans le halo doivent y avoir voyagé d'ailleurs. L'étude HVS a ciblé les étoiles B parce qu'elles sont principalement jeunes et qu'elles peuvent être efficacement sélectionnées par photométrie. Pendant près d'une décennie, l'étude a permis d'obtenir les spectres de plus de 1400 sources du halo, conduisant finalement à la découverte de 21 étoiles de type B suspectées d'être non liées (W. R. Brown et al. 2014). Ces étoiles se trouvent à des distances de 50 à 120 kpc et ont des masses de 2,5 à 4 M_⊙. Le relevé avait une fonction de sélection bien définie, ce qui rend l'échantillon bien adapté à la modélisation de la population.

Il existe d'autres processus, en plus du mécanisme de Hills, qui peuvent accélérer les étoiles à des vitesses élevées. Le plus important est le kick décrit par Blaauw  en 1961, où une étoile est éjectée d'une binaire lorsque sa compagne explose. Pour les étoiles compactes, telles que les naines blanches et les sous-naines chaudes, cela peut produire des vitesses d'éjection comparables au mécanisme de Hills. En effet, la deuxième candidate HVS découverte a été US 708 (également connue sous le nom de HVS 2 ; H. A. Hirsch et al. 2005), qui est une naine chaude brûlant de l'hélium, qui a presque certainement été éjectée d'une supernova. Cependant, les étoiles B de la séquence principale ne peuvent pas être éjectées de supernovas avec des vitesses aussi élevées : leur vitesse maximale d'éjection de supernova est d’environ 500 km s^-1, et la grande majorité d'entre elles sont éjectées à des vitesses beaucoup plus lentes de seulement quelques dizaines de kilomètres par seconde. Les interactions à trois et quatre corps dans les amas d'étoiles ont également été proposées comme un autre mécanisme de production d'étoiles à grande vitesse, mais elles produisent généralement des vitesses plus lentes que le mécanisme de Hills, et le taux d'éjection prédit des étoiles avec des vitesses supérieures à 500 km s^-1 est beaucoup plus faible que le taux de naissance des HVS observés (W. R. Brown 2015).

Une caractéristique de l'échantillon de HVS découvert par l'étude HVS qui s'est avérée difficile à expliquer, c’est la distribution anisotrope des étoiles sur le ciel : environ la moitié des HVS non liées se trouvent dans la direction de la constellation du Lion, avec 52% (11 sur 21) des étoiles regroupées dans seulement 5% de la zone couverte par l'étude HVS. Les chercheurs appellent ce regroupement la « surdensité de Leo ». Plusieurs modèles ont été proposés pour expliquer la surdensité de Leo, comme par exemple un potentiel gravitationnel galactique anisotrope ou l'éjection d'étoiles d'une galaxie naine perturbée par la marée. Mais une idée particulièrement convaincante a été avancée par D. Boubert & N. W. Evans en 2016, ils ont étudié la distribution des HVS provenant d'un hypothétique trou noir de 170 000 M_⊙ dans le Grand Nuage de Magellan et ils ont trouvé que la distribution résultante est dipolaire sur le ciel, en raison du mouvement orbital du LMC.

Han et son équipe ont repris la même idée, mais cette fois en bénéficiant des données astrométriques de Gaia. Etant donné leur distance typique de ∼70 kpc, les HVS ont de petits mouvements propres de l'ordre de 1 mas par an. Il est donc difficile de retracer les HVS jusqu'à leur site de lancement. Les mesures de Gaia ont permis à plusieurs auteurs de réexaminer les trajectoires des HVS et de monter que plusieurs HVS ne remontent pas jusqu'au centre galactique.

Parmi ces étoiles hypervéloces, l'étoile HE 0437-5439, également connue sous le nom de HVS 3 (H. Edelmann et al. 2005), fournit un indice très intéressant. Cette étoile de 9 M⊙ se trouve à ∼60 kpc du centre galactique mais à seulement ∼15 kpc du LMC. Il est peu probable qu'elle provienne de la Voie Lactée, car cela nécessiterait un temps de vol beaucoup plus long que la durée de vie d'une étoile de 9 M_⊙. Les mouvements propres de Gaia permettent maintenant de déterminer définitivement que l'étoile est tracée jusqu'au LMC (D. Erkal et al. 2019).

Han et ses collaborateurs ont donc construit un modèle prospectif pour des HVSs éjectées par un trou noir supermassif dans le LMC par le mécanisme de Hills et qui seraient observées par la fonction de sélection de l'étude HVS. Les distributions spatiales et cinématiques des HVSs prédites par la simulation sont remarquablement similaires aux distributions observées. En particulier, les chercheurs reproduisent le regroupement évident d’HVS autour de la constellation du Lion. Ils expliquent que ce regroupement se produit parce que les HVSs du LMC voient leur vitesse boostée de 300 km s^-1 par le mouvement orbital du LMC, et que les étoiles lancées parallèlement à ce mouvement sont préférentiellement sélectionnées comme candidates HVS.

Les astrophysiciens ont construit un test selon lequel chaque étoile provient soit du centre galactique, soit du centre du LMC. Parmi les 16 étoiles qu’ils peuvent classer avec confiance, sept sont cohérentes avec une origine du Centre Galactique, tandis que les neuf autres étoiles sont cohérentes avec une origine du centre du LMC.

Les HVS originaires du LMC sont regroupées sur le ciel et montrent des vitesses d'éjection systématiquement plus faibles, ce qui est cohérent avec le fait qu'elles ont été produites par un trou noir supermassif moins massif que Sgr A*. Han et ses coauteurs en concluent qu’un trou noir supermassif dans le centre du LMC, qu’ils nomment LMC*, peut produire de façon auto-consistante des étoiles hypervéloces qui correspondent aux distributions observées des positions et des vitesses du relevé HVS. Et ce modèle prédit une surdensité de HVSs à l'endroit précis de la surdensité de Leo.

Han et ses collaborateurs ont appliqué également le cadre de leur modèle prospectif aux étoiles fugueuses provenant du disque du LMC et du disque galactique, éjectées à des vitesses mesurées pour les HVS provenant du LMC. Ils constatent que si de telles sorties de disque rapides existent, elles devraient être facilement détectables avec le relevé HVS ; et d'autre part, ils observent que la distribution de ces étoiles à l'heure actuelle est significativement plus dispersée sur le ciel par rapport aux observations, en raison d'un étalement des vitesses tangentielles induites par la rotation du disque du LMC. Ils en concluent donc que les HVS observées, originaires du LMC, doivent être principalement produites par un trou noir supermassif dans le LMC. Ils montrent des preuves supplémentaires de l'existence de LMC*, comme ils l'ont baptisé, en se basant sur l'étoile HE 0437-5439, qui a été éjecteé à une vitesse trop élevée pour être expliqué par autre chose que le mécanisme de Hills. Enfin, les chercheurs ont produit une série de simulations pour différentes masses de LMC* et différentes propriétés binaires afin d'effectuer une recherche de paramètres, et notamment la masse de ce trou noir supermassif. Les observables clés des simulations sont les vitesses moyennes d'éjection induites par Sgr A* et LMC*, et le rapport de comptage entre les deux populations de HVS. 

La masse la plus probable que Han et son équipe trouvent est d'environ 600 000 masses solaires. Ils précisent que cette masse de LMC* est significativement plus grande que ce qui a été précédemment supposé dans la littérature (par exemple, D. Erkal et al. 2019 supposaient une masse de LMC* de 10 000 M⊙ minimum, et A. Gualandris & S. Portegies Zwart en 2007 concluaient à une masse supérieure à 1000 M⊙). 

Ils précisent qu'alors qu'un trou noir plus léger - comme considéré dans des travaux précédents - peut produire une HVS comme HE 0437-5439, en revanche, seul un trou noir supermassif peut produire un nombre comparable de HVS à ce que produit Sgr A*. Par ailleurs, les limites supérieures d'observation directe de la masse de LMC* sont bien plus élevées que n'importe laquelle de ces valeurs, à environ 10 millions  M ⊙ minimum (H. Boyce et al. 2017).

Un autre élément très intéressant, c'est que l'on sait que la dispersion de vitesse stellaire et la masse du trou noir supermassif  d'une galaxie sont fortement corrélées. Bien que le LMC n'ait pas de bulbe classique, on peut utiliser la dispersion de vitesse de sa barre et de son halo stellaire interne (∼50 km s -) pour estimer où se situerait le LMC* sur la relation M − σ. Han et ses collaborateurs montrent deux versions de la relation M − σ : l'une déduite d'un large échantillon de galaxies et l'autre adaptée aux trous noir supermassifs de faible masse. Pour les deux relations, 600 000 M⊙ tombe presque exactement sur la ligne σ  = 50 km s-1. Bien que ces relations aient une incertitude typique d'environ 0,5 dex (un facteur 3 dans en linéaire), il est clair qu'une masse de LMC* de 600 000 M⊙ est bien dans la plage attendue.

Un autre test de cohérence est proposé par Han et ses coauteurs : il consiste simplement à mettre à l'échelle la masse de Sgr A*, 4 millions M⊙, au rapport de masse stellaire du LMC à la Voie Lactée, ce qui donne une valeur de 200 000 M⊙ . En rappelant que Sgr A* tombe sous la relation M − σ par un facteur d'environ 2, on peut alors naïvement s'attendre à une masse de LMC* d'environ 400 000 M⊙, ce qui est dans la plage de masse dérivée par Han et al.. Les chercheurs en concluent que la masse de LMC* dérivée de cette étude est entièrement compatible avec la relation M − σ .

Han et ses collaborateurs rappellent en conclusion qu'il existe une incertitude majeure concernant l'orbite du LMC, qui provient des incertitudes observationnelles sur les positions, les vitesses et les masses des Nuages ​​de Magellan. Par exemple, une variation de 50 % de la masse totale du LMC peut entraîner une différence actuelle allant jusqu'à environ 40 km s-1 dans les vitesses des HVS. Bien que ces variations aient un impact mineur sur la population globale des HVS, elles peuvent altérer les orbites inférées des étoiles individuelles tracées jusqu'au centre du LMC. Mais compte tenu de ces incertitudes, ils soulignent que la prédiction de la surdensité de Leo est indépendante des orbites précises : seul un trou noir supermassif dans le LMC peut produire une surdensité de HVS étroite telle qu'observée dans les données.

Du coup, ils peuvent même utiliser les HVS observées originaires du LMC pour contraindre l'orbite réelle du LMC. L'historique orbital correct du système LMC–Voie Lactée devrait maximiser le chevauchement des HVS d'origine LMC avec les positions passées du centre du LMC. Han et son équipe gardent cette idée pour une future étude... 

Source

Hypervelocity Stars Trace a Supermassive Black Hole in the Large Magellanic Cloud

Jiwon Jesse Han et al.

The Astrophysical Journal, Volume 982, Number 2 (28 march 2025)

https://doi.org/10.3847/1538-4357/adb967

Illustrations

1. Cartographie des positions des étoiles hypervéloces éjectées du LMC par le mécanisme de Hills (Han et al.). 

2. Jiwon Jesse Han et al.