Test concluant du théorème de l'aire des trous noirs de Hawking et de leur nature de Kerr

En 1971, Stephen Hawking avait publié un théorème intrigant, connu également sous le nom de deuxième loi de la mécanique des trous noirs : la surface totale d’un trou noir ne peut pas diminuer, mais seulement augmenter ou rester stable. Ainsi, si deux trous noirs fusionnent, le trou noir nouvellement formé aura nécessairement une surface plus grande (alors que sa masse sera plus petite que la somme des deux). Ce phénomène est connu sous le nom de théorème des aires de Hawking. Ce théorème vient d'être confirmé par l’analyse du signal gravitationnel provenant d’une fusion de trous noirs détectée en janvier dernier et qui fournit le signal le plus clair jamais observé par LIGO. L'article est publié dans Physical Review Letters.

Cette belle avancée coïncide avec le dixième anniversaire de la première détection d'une fusion de trous noirs par la collaboration LIGO. Par ailleurs, un deuxième article, soumis (mais non encore accepté), pose des limites théoriques à la troisième tonalité prédite, plus aiguë, qui pourrait se cacher dans le signal d'ondes gravitationnelles de l'événement.

La collaboration LIGO/Virgo/KAGRA (LVK) détecte les ondes gravitationnelles par interférométrie laser , utilisant des lasers de haute puissance pour mesurer les infimes variations de distance entre deux objets distants de plusieurs kilomètres. LIGO dispose de détecteurs à Hanford, dans l'État de Washington, et à Livingston, en Louisiane. Un troisième détecteur, Advanced Virgo, est entré en service en Italie en 2016. Au Japon, KAGRA est le premier détecteur d'ondes gravitationnelles d'Asie et le premier à être construit sous terre. La construction de LIGO-India a débuté en 2021, et les physiciens prévoient sa mise en service dans les années à venir.

Chaque instrument est si sensible qu'il capte également de faibles vibrations ambiantes, comme le grondement d'un train de marchandises ou les vibrations thermiques naturelles des détecteurs eux-mêmes. La collaboration LIGO met donc tout en œuvre pour protéger ses instruments et minimiser le bruit dans ses données. Le 14 septembre 2015, les deux détecteurs avaient capté des signaux à quelques millisecondes d'intervalle pour la toute première fois. La détection de ces signaux a été une prouesse remarquable, et personne n'a été surpris lorsque la première observation directe d'ondes gravitationnelles a remporté le prix Nobel de physique en 2017 .

Depuis, LVK a détecté quelques fusions d'étoiles à neutrons, dont GW170817 qui a inauguré l'ère de l'astronomie à multimessagers (ondes gravitationnelles + ondes électromagnétiques). La collaboration a également détecté des fusions asymétriques, où un trou noir est beaucoup plus massif que son partenaire, ainsi que des découvertes remettant en question le soi-disant « écart de masse » entre les trous noirs et les étoiles à neutrons. Cet été, la collaboration LIGO/Virgo/KAGRA a annoncé lors d'une conférence scientifique, la détection de la fusion la plus massive jamais observée entre deux trous noirs (baptisée GW231123), donnant naissance à un nouveau trou noir de 225 masses  solaires. L'article n'est pas encore publié mais devrait l'être bientôt.

Il faut dire que LIGO a été amélioré à plusieurs reprises depuis 2015, et est désormais près de quatre fois plus sensible que lors de l'enregistrement de cette première fusion de trous noirs. Cette sensibilité a permis à la collaboration d'enregistrer le signal d'onde gravitationnelle le plus propre à ce jour, en termes de rapport signal/bruit, baptisé GW250114. Cet événement était remarquablement similaire au premier de 2015, impliquant deux trous noirs d'environ 30 masses solaires dont la fusion a produit un signal tout aussi puissant et a donné naissance à un nouveau trou noir d'environ 63 masses solaires. Mais la différence de qualité des deux signaux a permis aux chercheurs de mieux isoler certaines fréquences ou tonalités du « ringdown », les vibrations du trou noir résultant juste après la fusion. Et ces données cruciales permettent de calculer les propriétés du nouveau trou noir et les comparer aux prédictions théoriques.

D’un point de vue théorique, on s’attend à ce que les trous noirs soient des objets remarquablement simples. Selon la théorie de la relativité générale d'Einstein et sous certaines hypothèses de régularité, les trous noirs stationnaires isolés peuvent être entièrement caractérisés par seulement trois paramètres : la masse, le spin et la charge électrique. Pour les trous noirs neutres, cela implique que la masse et le spin déterminent le système par la métrique de Kerr, la solution axisymétrique et neutre unique aux équations d'Einstein. Cette singularité est étroitement liée à des conjectures clés de la gravitation classique, notamment la faible censure cosmique et la stabilité des trous noirs en rotation, qui restent toutes deux non prouvées.

L'unicité et l'absence de caractéristiques implicites des trous noirs donnent lieu à des paradoxes dans le contexte de la mécanique quantique et de la thermodynamique. Les lois de la mécanique des trous noirs, que l'on soupçonnait à l'origine de ne rappeler que par coïncidence la mécanique statistique, établit les trous noirs comme de véritables systèmes thermodynamiques : le rôle de l'entropie est attribué à la zone de l'horizon des événements, tandis que les trous noirs rayonnent en raison d'effets quantiques comme un corps noir avec une température liée à leur gravité de surface. La thermodynamique des trous noirs joue un rôle clé dans la quête visant à réconcilier la gravité avec le reste de la physique, à travers des concepts tels que la perte d'information, la gravité holographique, ou l'interprétation microscopique de l'entropie du trous noirs.

Les trous noirs jouent un rôle central dans la phénoménologie et l'évolution de l'Univers, affichant des comportements riches et complexes, de l'échelle stellaire à l'échelle galactique. On s'attend à ce que les trous noirs ne soient pas significativement chargés, se conformant ainsi à la métrique de Kerr. Cependant, la mesure dans laquelle ils le font reste une question ouverte. Et heureusement, les ondes gravitationnelles peuvent éclairer cette hypothèse en sondant par l'observation la nature Kerr des trous noirs.

Bien que les coalescences de trous noirs présentent des champs gravitationnels parmi les plus puissants et les plus dynamiques, leurs états initial et final sont simples. Une coalescence débute par une longue spirale, au cours de laquelle deux trous noirs orbitent et se rapprochent l'un de l'autre, le système perdant de l'énergie et du moment cinétique sous l'effet du rayonnement gravitationnel. Après la fusion, le trou noir résiduel « sonne » alors qu'il s'installe dans un état Kerr quiescent. Dans ce contexte, supposer un trou noir de Kerr implique un spectre de résonance spécifique (fréquences et taux d'amortissement), qui est une fonction connue de la masse et du spin du trou noir. Parallèlement, la deuxième loi de la mécanique des trous noirs, également connue sous le nom de loi de l'aire de Hawking, exige une augmentation nette de l'aire totale de l'horizon des événements tout au long de la coalescence.

Le signal d'onde gravitationnelle GW250114 a été observé par les deux détecteurs LIGO avec un rapport signal/bruit de 80. L'analyse montre que les masses des deux trous noirs étaient presque égales : 𝑚1=33.6 (+1.2 −0.8⁢) 𝑀⊙ et 𝑚2=32.2 (+0.8−1.3⁢) 𝑀⊙, et avec de petits spins : 𝜒 ≤ 0.26, ainsi qu'une excentricité négligeable 𝑒⁢ ≤0.03. 

Les chercheurs de LVK montrent que les données post-fusion excluant la région de pic sont cohérentes avec le mode quadripolaire dominant(ℓ=|𝑚|=2) d'un trou noir de Kerr et sa première harmonique. Les chercheurs fournissent ainsi un test robuste de la nature de Kerr du trou noir résultant. 

Une série d'analyses confirme ensuite que la surface du trou noir résiduel est supérieure à la somme des surfaces initiales, Les données de GW250114 révèlent que les deux trous noirs initiaux avaient une aire totale d'environ 240 000 kilomètres carrés. Après la fusion, le nouveau trou noir mesurait environ 400 000 kilomètres carrés.

Même si cette affirmation est très simple – "les aires ne peuvent qu'augmenter" – elle a d'immenses implications. Stephen Hawking et Jacob Bekenstein ont notamment montré en 1974 que l'aire d'un trou noir est en fait proportionnelle à son entropie, qui doit également augmenter selon la deuxième loi de la thermodynamique. C'est un élément clé des tentatives actuelles de développement d'une théorie quantique de la gravité. 

Le signal d'ondes gravitationnelles GW250114 marque une étape importante dans l'histoire de la science des ondes gravitationnelles. Grâce à son rapport signal sur bruit élevé, GW250114 offre une vision extrêmement claire du processus hautement dynamique par lequel deux trous noirs fusionnent pour donner naissance à un trou noir résiduel. Les données de LIGO Hanford et LIGO Livingston sont donc compatibles avec les multiples modes quasinormaux d'un trou noir de Kerr et avec la loi des aires de Hawking.

Ces résultats suggèrent que les trous noirs astrophysiques sont effectivement des objets extrêmement simples, conformes à la relativité générale et à la description de Kerr. Le résidu de la fusion fortement perturbé se stabilise dans un état de repos à entropie plus élevée en quelques échelles de temps dynamiques. La prochaine décennie de l'astrophysique des ondes gravitationnelles promet d'enrichir encore notre compréhension des trous noirs.

Source

GW250114: Testing Hawking’s Area Law and the Kerr Nature of Black Holes

A. G. Abac et al.

Phys. Rev. Lett. 135 (10 September, 2025)

https://doi.org/10.1103/kw5g-d732

Illustrations

1. Le signal GW250114 enregistré par les deux détecteurs interférométriques de LIGO (Abac et al.)

2. Formule de l'aire d'un trou noir de Kerr (m est la masse et χ le spin.

Les premières étoiles supermassives de l'Univers peuvent résoudre plusieurs questions brûlantes

Les toutes premières étoiles qui se sont formées dans l’Univers à partir de 200 ou 100 millions d’années après la singularité sont appelées des étoiles de population III.1. La plupart d’entre elles étaient très massives, voire supermassives. Aujourd’hui, un astrophysicien américain propose, analyses et calculs rigoureux à l’appui, que ces premières étoiles supermassives ont pu être les graines des premiers trous noirs supermassifs. Et cerise sur le gâteau, grâce à leur fort effet ionisant sur le milieu qui les entourait, elles pourraient résoudre plusieurs tensions cosmologiques observées aujourd’hui, et non des moindres… L’étude est publiée dans The Astrophysical Journal Letters.

Les étoiles Population III.1 naissent dans des mini-halos de matière noire d’environ 1 million de M⊙, qui sont définis comme les premières structures effondrées sans métal à se former dans l'Univers, de sorte qu'elles ne sont pas affectées par les rétroactions externes, en particulier les rétroactions ionisantes, provenant de sources astrophysiques. Les mini-halos exempts de métaux qui ont été ionisés ou partiellement ionisés, c'est-à-dire les sources de Population III.2, devraient présenter des abondances élevées d’hydrogène moléculaire, catalysées par la présence d'électrons libres, qui favorisent le refroidissement et donc la fragmentation dans le mini-halo. On sait que le processus d'annihilation de la matière noire à particules de type WIMP dans une protoétoile de Population III.1, peut affecter la structure stellaire, en particulier en maintenant la protoétoile dans un état relativement froid, ce qui peut alors lui permettre d'éviter la rétroaction de photoévaporation qui tronque généralement l'accrétion en cas de contraction. Ainsi, la protoétoile de Pop III.1 pourrait atteindre une masse d'environ 100 000 M⊙.

Le modèle prédit ainsi que tous les trous noirs supermassifs se forment tôt dans l'Univers, c'est-à-dire vers z ∼ 20 (180 mégannées après le Big Bang), sous forme de «graines»  d'environ 100 000 M⊙, et que l’effet ionisant des étoiles supermassives de Population III.1 détermine l'abondance cosmique de ces trous noirs supermassifs, avec des valeurs de l’ordre de 0.1 trous noirs par cMpc³ Il faut noter que d'autres modèles de formation de graines lourdes par « effondrement direct » dans des halos irradiés sans métal ou turbulents refroidis (∼100 millions M⊙) peinent à atteindre ce niveau d'abondance de plusieurs ordres de grandeur.

D’autre part, Jonathan Tan (université de Virginie) rappelle que la formation des trous noirs supermassifs par la population III.1 peut expliquer naturellement pourquoi il semble y avoir une échelle de masse minimale caractéristique dans la population des trous noirs supermassifs, c'est-à-dire une pénurie de trous noirs de masse intermédiaire dans la gamme de masse de 100 à 10 000 M⊙ , ce qui est lié à la teneur en masse baryonique des minihalos de la population III.1.

La théorie stipulant que les étoiles de Population III.1 sont à l’origine de la formation des trous noirs supermassifs prédit aussi qu'une partie importante de l'Univers primitif a été ionisée par ces étoiles supermassives à des redshifts z ∼ 20–30 (entre 100 et 180 mégannées après le Big Bang), une époque que Tan a baptisé l’époque du Flash.

Cette phase aurait été suivie d'une recombinaison vers un état neutre en quelques dizaines de millions d'années. Tan a donc cherché à montrer quelles seraient les implications de cette ionisation très précoce pour la profondeur optique de diffusion du fond diffus cosmologique (CMB), un paramètre qu’on appelle τ. C’est une mesure de la quantité de lumière qui est diffusée lorsqu'elle traverse un milieu, comme une couche d'atmosphère, un nuage, ou tout autre matériau transparent ou translucide. Elle est définie comme étant le logarithme de la fraction de lumière absorbée ou diffusée par les composants de la couche traversée. C'est une grandeur sans dimension, qui vaut 0 si le milieu est parfaitement transparent et 1 si parfaitement opaque.

Le milieu intergalactique ionisé qui est produit à partir des populations de galaxies standard contribue à une profondeur optique de diffusion des photons du CMB qui vaut τ_gal ≃ 0,06, ce qui correspond aux derniers résultats publiés par la collaboration Planck en 2020, qui trouvait τ = 0,054 ± 0,007. Mais une analyse plus récente de R. de Belsunce et al. (2021) a donné τ = 0,063 ± 0,005. Les histoires de réionisation qui correspondent à ces données du CMB indiquent que la réionisation a commencé à z ∼ 12 (370 mégannées post-BB) et s'est terminée à z ∼ 5 (1,3 gigannées post BB).

Mais il y a quelques mois, trois articles (I. J. Allali et al. 2025; T. Jhaveri et al. 2025; N. Sailer et al. 2025), ont avancé une valeur de τ plus élevée (environ 0,09), c'est-à-dire nettement supérieure aux valeurs déduites du CMB. Et les modèles théoriques indiquent que ces valeurs plus élevées contribueraient à atténuer les tensions sur la constante de Hubble basées sur les mesures du CMB par Planck et des récentes mesures des oscillations acoustiques baryoniques (BAO) effectuées par le Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI). Rappelons que, les résultats de de DESI combinées aux résultats du CMB de Planck, se traduisent par une préférence pour des masses négatives de neutrinos et une énergie noire évolutive. Il faut rappeler néanmoins que, comme l'ont souligné les différents auteurs, la mesure de τ à partir du CMB est confrontée à un grand nombre d'incertitudes systématiques difficiles à résoudre, à savoir les effets systématiques instrumentaux et les premiers plans astrophysiques, qui pourraient encore permettre une compatibilité avec une valeur plus élevée…

Si τ est en réalité plus proche de 0,09, cela aurait des implications majeures pour l'histoire de la réionisation de l'Univers. En particulier, cela nécessiterait une phase supplémentaire d'ionisation qui n'est pas spécifiquement incluse aujourd’hui dans la plupart des modèles astrophysiques. Le gaz intergalactique doit être ionisé pour être transparent.

Étant donné que la fraction d'ionisation du milieu intergalactique qui est observée est proche de l'unité à un redshift de 10 (Tang et al. 2024), les résultats de S. R. Furlanetto & A. Loeb (2005) indiquent qu'une phase précoce d'augmentation de la fraction d'ionisation de l’univers nécessiterait une population très distincte de sources ionisantes à grand redshift. Et il se trouve que, justement, les étoiles supermassives de la population III.1 pourraient être de telles sources d’ionisation, en plus d’offrir une origine pour les trous noirs supermassifs !

Jonathan Tan a donc calculé la paramètre τ qui est directement produit par les étoiles de Pop III.1. Il trouve une contribution de τ_PopIII.1 d’environ 0,04. En combinant cette valeur avec la contribution des populations galactiques standard à z ≲ 10 (τ_gal ≃ 0,06), on obtient un total de τ ≃ 0,10.

Le modèle des étoiles de Pop III.1 permet donc de retrouver la valeur de τ récemment mesurée par Allali T. Jhaveri, N. Sailer et leurs collaborateurs.

De plus, Tan explique que l'émission radio provenant de l’époque du Flash devrait augmenter le fond radio cosmique, ce qui pourrait aider à expliquer une autre anomalie : la grande profondeur d'absorption de la raie à 21 cm qui a été rapportée par l'Experiment to Detect the Global EoR Signature (EDGES). Le signal détecté par cette expérience est centré sur un redshift de 17,2 et présente une profondeur d'absorption au moins deux fois plus forte que celle prévue par les scénarios astrophysiques standard du modèle ΛCDM. Une explication possible de cette observation implique un fond radio plus élevé, équivalent à une température de brillance de 67,2 K, c'est-à-dire nettement supérieure à celle du CMB à ces redshifts avec T_CMB = 49,5 K.

À l'inverse, la confirmation de la profondeur d'absorption de la raie à 21 cm mesurée par EDGES imposerait des contraintes plus strictes au modèle Population III.1. Cela motive encore plus l'exploration du scénario de réionisation flash par les étoiles de Population III.1, pour Jonathan Tan.

En résumé, les étoiles de Population III.1 supermassives permettraient d’expliquer d’une part la naissance des trous noirs supermassifs et produiraient en outre une intense ionisation précoce de l’univers, une ionisation flash qui n’était jusque-là non prise en compte. Or, cette ionisation supplémentaire, une fois ajoutée dans les modèles, permettrait de réduire la tension sur la constante de Hubble et l’apparente évolution de l’énergie noire en modifiant l’analyse du CMB, et également de résoudre partiellement l’anomalie de l’expérience EDGES. C’est, il faut le dire, une solution très élégante, sans oublier que ces étoiles supermassives ne peuvent exister que par l’existence de particules de matière noire qui peuvent s’annihiler…

 

Source

Flash Ionization of the Early Universe by Population III.1 Supermassive Stars

Jonathan C. Tan

The Astrophysical Journal Letters, Volume 989, Number 2 (19 august 2025)

http://doi.org/10.3847/2041-8213/adf8da

Illustrations

1. Simulation de la bulle de gaz ionisé entourant une étoile de population III.1 (M. Sanati (Chalmers & J. Tan)

2.Jonathan Tan

Des étoiles supermassives à l'origine des trous noirs supermassifs

Dans un article qui vient d'être publié dans les Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, deux astrophysiciens japonais montrent, grâce à des simulations, que des étoiles supermassives de plus de 10 000 masses solaires peuvent se former dans des nuages de gaz déjà enrichis en métaux. Ces étoiles supermassives deviennent ensuite autant de graines de trous noirs supermassifs au bout d'un million d'année. Si trop de métaux sont présents, une fragmentation du gaz apparaît et donne lieu à la naissance d'amas globulaires... 

Malgré des décennies d'études approfondies, l'origine des trous noirs supermassifs demeure l'un des problèmes non résolus les plus importants de l'astrophysique. Les observations récentes révèlent que des trous noirs supermassifs existent déjà à des décalages vers le rouge atteignant 10, correspondant à 600 millions d'années après le Big Bang. Ces résultats suggèrent que les trous noirs initiaux étaient déjà relativement massifs ou que leur croissance s'est produite extrêmement rapidement – ​​ou peut-être les deux. 

Un scénario courant propose que des trous noirs "graines", plus petits, soient d'abord produits par certains processus, suivis d'une croissance par accrétion de gaz ou par fusion avec d'autres trous noirs. L'accrétion super-Eddington a été explorée comme un mécanisme potentiel de croissance rapide dans l'univers primitif, mais un fort rayonnement et des écoulements provenant des disques d'accrétion présentent des défis pour maintenir un tel régime sur des périodes prolongées. Alternativement, des scénarios impliquant des graines de trous noirs massives ont donc été proposées. Une voie prometteuse pour la formation de telles graines massives est le scénario dit de l'"effondrement direct". Dans ce modèle, des étoiles supermassives (SMS) avec des masses dépassant 100 000 masses solaires seraient produites pour s'effondrer rapidement en trous noirs. 

On estime que ces étoiles supermassives se forment dans des nuages ​​chimiquement purs exposés à un rayonnement ultraviolet intense. Le rayonnement UV dissocie la molécule H2 qui est le principal agent de refroidissement dans le gaz sans métal, supprimant ainsi le refroidissement et maintenant la température du gaz à 10 000 K. Ces températures élevées empêchent alors la fragmentation et permettent au nuage de s'effondrer de manière monolithique. Ces températures élevées entraînent également des taux d'accrétion élevés, de 0,1 à 1 masse solaire par an sur la protoétoile en formation. L'accrétion rapide supprime la rétroaction radiative stellaire en augmentant le rayon stellaire et en abaissant la température effective à environ 5000 K, permettant une accrétion continue. Par ce processus, les étoiles supermassives peuvent atteindre  100000 à 1 million de masses solaires au cours de leur courte vie de 1 Mégannée environ. Car elles s'effondrent ensuite en trous noirs de masse comparable pendant ou après leurs phases de combustion nucléaire.

La formation de SMS a notamment été soutenue par des simulations hydrodynamiques multidimensionnelles, même en tenant compte de la fragmentation et du retour radiatif protostellaire. Bien que les disques circumstellaires se forment en raison du moment cinétique de la matière en accrétion et puissent se fragmenter, cette fragmentation se produit rarement et ne réduit que modérément la masse stellaire centrale, laissant intact le scénario global de formation des SMS.

A partir de ce scénario d'effondrement direct de nuages massifs d'hydrogène pur, on peut calculer la densité numérique des trous noirs supermassifs résultants au final : elle vaut entre 10^-9 et 10^-3 par Mpc³. Cette densité numérique colle bien avec les observations de l'Univers jeune (un redshift supérieur à 7, de l'ordre de 10^-9  par Mpc³ mais, ça ne colle plus du tout avec la densité numérique des trous noirs supermassifs dans l'univers actuel, qui est d'environ 0,1 par Mpc³. Pourtant, leurs propriétés et leur distribution de décalage vers le rouge ne montrent aucune discontinuité significative par rapport aux trous noirs supermassifs à décalage vers le rouge supérieur. Cette bizarrerie suggère la nécessité de trouver un scénario vraiment universel pour expliquer les origines des trous noirs supermassifs à toutes les époques plutôt que de s'appuyer uniquement sur le scénario d'effondrement direct de nuages d'hydrogène pur.

Ce scénario d'effondrement direct est certes séduisant mais il impose des conditions rigoureuses pour la formation des trous noirs supermassifs, ce qui rend leur production assez faible : les nuages ​​doivent rester chimiquement purs, être situés à proximité de galaxies émettant des rayons UV intenses et posséder une masse suffisante pour subir un effondrement gravitationnel. Ces conditions sont souvent incompatibles. Les nuages ​​massifs sont généralement plus ou moins enrichis en métaux, ayant déjà connu des épisodes de formation d'étoiles. Lorsqu'une galaxie proche constitue une source UV importante, ça signifie que des éléments lourds provenant d'explosions de supernovas au sein de la galaxie peuvent avoir été injectés dans les nuages ​​du halo environnant, les contaminant.

Si l'exigence d'un gaz chimiquement pur était assouplie, permettant la présence de faibles quantités de métaux, la densité numérique des trous noirs issus d'effondrement direct pourrait augmenter significativement. Mais la présence d'éléments lourds pose un défi car même une petite quantité de métaux ou de grains de poussière, à des niveaux aussi bas qu'une métallicité de 10^-5 métallicité solaire peut induire un refroidissement rapide du nuage en cours d'effondrement. Et ce refroidissement accru déclenche une fragmentation vigoureuse du nuage de gaz, ce qui empêche la formation de SMS et conduit à la formation d'amas d'étoiles denses.

En 2020, Sunmyon Chon et Kazuyuki Omukai avaient démontré de manière inattendue que les SMS avec des masses dépassant 10 000 masses solaires pouvaient  se former même dans les nuages ​​​​enrichis en métaux, à condition que la métallicité reste inférieure à 10^-4 métallicité solaire. Pour arriver à ce résultat, les chercheurs avaient réalisé des simulations hydrodynamiques tridimensionnelles de la formation d'étoiles dans des nuages ​​fortement irradiés par UV et légèrement enrichis en métaux. On observait que malgré une fragmentation vigoureuse déclenchée par le refroidissement de la poussière, la majeure partie du gaz s'accréte sur la ou les étoiles massives centrales par afflux direct ou par fusions stellaires, permettant leur croissance jusqu'au régime SMS. Alors que de nombreuses protoétoiles se disputent le réservoir de gaz, la ou les étoiles massives centrales sont alimentées préférentiellement, un processus qui est appelé l'« accrétion supercompétitive », et qui est analogue à l'accrétion compétitive dans les amas d'étoiles actuels, mais à une échelle beaucoup plus grande. En revanche, à des métallicités plus élevées que 10^-3 métallicité solaire , les étoiles les plus massives restaient en dessous de 1000 masses solaires dans le premier 10 000 ans en raison d'une diminution d'un ordre de grandeur du taux d'accrétion causée par des températures plus basses résultant du refroidissement par les métaux.

Dans leur nouvel article, Chon et Omukai, ont beaucoup raffiné leurs premières simulations car, il y a 5 ans, ils avaient approximé les processus thermiques à l'aide d'équations d'état précalculées. De plus, la rétroaction radiative stellaire, qui peut influencer significativement la masse finale des étoiles en formation, n'avait pas été prise en compte. Par exemple, le rayonnement ionisant limite la masse maximale des étoiles de Pop III en étouffant l'accrétion par photoévaporation des disques circumstellaires, tandis que dans l'autre sens, le chauffage radiatif des grains de poussière supprime la fragmentation qui est induite par le refroidissement de la poussière en élevant les températures de la poussière et du gaz. Et puis, les astrophysiciens japonais se limitaient à des simulations couvrant seulement 10 000 ans, ce qui empêchait de voir si les étoiles massives pouvaient effectivement croître jusqu'à plus de 100 000 masses solaires.

Dans leur article de 2020, Chon et Omukai avaient aussi constaté que lorsque le refroidissement déclenche une fragmentation intense à des métallicités supérieures à un certain seuil, le nuage en effondrement évolue en un amas d'étoiles dense plutôt que de former une seule étoile supermassive. Mais là encore, les simulations étaient limitées dans le temps, ce qui laissait l'évolution à long terme de ces systèmes inexplorée.

Les nouvelles simulations intègrent désormais de manière exhaustive les processus physiques clés. Plus précisément, les astrophysiciens modélisent l'évolution des nuages ​​de gaz de manière auto-cohérente, en résolvant la physique thermique avec une chimie hors équilibre pour le gaz primordial et un traitement simplifié mais robuste du refroidissement dû aux métaux. De plus, ils incluent les effets de la rétroaction du rayonnement des étoiles en formation, ce qui est crucial pour comprendre son influence sur la fragmentation et l'accrétion de masse. Et surtout, ils étendent les simulations à une échelle de temps de 1 mégannée, durée de vie typique des étoiles très massives. Cette durée plus longue leur permet de déterminer la masse finale des SMS sous différentes métallicités. Elle leur permet également d'examiner l'évolution et les propriétés à long terme des systèmes stellaires, telles que leur structure, la distribution de leurs populations stellaires et la formation potentielle d'amas d'étoiles denses, dans des environnements irradiés par UV et légèrement enrichis en métaux.

Chon et Omukai montrent aujourd'hui que la métallicité influence significativement les propriétés de fragmentation et la croissance des étoiles massives. À de faibles métallicités ([Z/H]) < 10^-3, ils montrent que des étoiles supermassives jusqu'à presque 100 000 masses solaires peuvent se former. Plus précisément, pour une métallicité de 10^-6, le cas où le refroidissement par la poussière est négligeable, le gaz s'effondre de manière quasi monolithique, donnant naissance à des SMS au centre. Pour des métallicités légèrement supérieures ([Z/H] de 10^-5 à 10^-4, ils trouvent que le refroidissement de la poussière induit une fragmentation à l'échelle sub-parsec, avec de multiples fragments autour de la région centrale. Mais ces fragments finissent par s'accréter sur la protoétoile centrale ou fusionner avec elle, ce qui permett aux objets massifs centraux de se développer en étoiles supermassives. Pour une métallicité de 10^-3, tandis que la fragmentation ralentit la croissance de la masse des étoiles centrales pendant les premières phases, l'accrétion continue à partir de filaments denses permet quand même la formation d'étoiles supermassives de 10 000 masses solaires. Pour une métallicité de 10^-2 en revanche, une fragmentation à grande échelle (10 pc) conduit à une formation d'étoiles plus étendue spatialement, ce qui entraîne la formation d'un amas d'étoiles massif avec une étoile très massive centrale qui fait environ 2000 masses solaires.

Dans les simulations de Chon et Omukai, les masses des étoiles formées et de leurs trous noirs résiduels varient de 30 000 à 80 000 masses solaires pour des métallicités inférieure 10^-3. La masse finale est déterminée lorsque l'apport efficace de gaz, à un taux de 0,1 M☉/an, cesse après environ 1 Mégannée. Cette interruption du flux d'accrétion est attribuée aux champs de marée des galaxies massives voisines, qui perturbent l'enveloppe externe du nuage et limitent ainsi la masse maximale pouvant être fournie au système stellaire central.

La capacité à former des graines de trous noirs massifs dans des environnements avec [Z/H] ≤ 10^-3 Z☉ suggère une densité numérique de graines qui serait plus élevée que les prédictions du scénario conventionnel de l'effondrement direct. Or, une seule supernova enrichit généralement le gaz environnant jusqu'à une métallicité de  10^-4 à  10^-3, ce qui implique que des trous noirs massifs peuvent se former dans des halos ayant subi un épisode précédent de formation d'étoiles. Et des simulations cosmologiques de formation de galaxies ont montré que, lors des premiers stades de l'assemblage des galaxies à z ~ 10, la métallicité typique du milieu interstellaire reste dans la gamme comprise entre 10^-4 à  10^-3.

Le scénario d'accrétion supercompétitive proposé par les chercheurs japonais, permet donc de produire d'avantage de graines de trous noirs supermassifs via la production d'étoiles supermassives en plus grand nombre. Ils estiment que la densité numérique de ces graines de trous noirs supermassifs produites dans des nuages de gaz à métallicité finie pourrait atteindre entre 0,1 et 1 par Mpc³. Une valeur bien supérieure à celle donnée par le modèle classique du collapse direct, et qui devient tout à fait comparable avec la densité numérique des trous noirs supermassifs qui est mesurée dans l'Univers local. 

Ces beaux résultats suggèrent donc que le scénario d'accrétion supercompétitive produisant des étoiles supermassives de presque 100 000 masses solaires dans les premiers millions d'années après l'allumage des premières étoiles, et ce même dans des environnements déjà légèrement enrichis en éléments lourds, pourrait expliquer l'origine précoce de tous les trous noirs supermassifs dans l'univers.

Source

Formation of supermassive stars and dense star clusters in metal-poor clouds exposed to strong FUV radiation 

Sunmyon Chon , Kazuyuki Omukai

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 539 (3 May 2025) 

https://doi.org/10.1093/mnras/staf598

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Illustrations

1. Simulations de l'accrétion d'étoiles supermassives en fonction de leur métallicité (Chon & Omukai)

2. Evolution de la masse des étoiles en fonction du temps et de la métallicité (Chon & Omukai)

3. Kazuyuki Omukai et Sunmyon Chon

Une myriade de trous noirs stellaires autour de Sgr A*

Une équipe de chercheurs vient de trouver une preuve de la présence d'une grande population de trous noirs stellaires qui se trouveraient tout autour de Sgr A* et qui ont pour effet de détruire les grosses étoiles de son voisinage le plus proche en quelques millions d'années. Cela explique pourquoi on ne voit pas de telles étoiles dans cette zone. Ils publient leur étude dans Astronomy & Astrophysics.

On pense généralement que le parsec le plus profond du centre galactique devrait abriter une population de trous noirs de masse stellaire. Mais la structure et les propriétés de cette population restent largement inconnues malgré d'importantes avancées théoriques ainsi que d'observations. C'est principalement dû au fait que les observations de trous noirs stellaires reposent généralement sur la détection du rayonnement provenant de la matière environnante en accrétion, qui n'est pas toujours disponible. Pour cette raison, une fraction potentiellement importante de la population de trous noirs peut rester indétectable. Des travaux récents de Zhao et al. (2022) font état de quelques dizaines de « sources radio hypercompactes » pouvant représenter des restes stellaires massifs candidats dans le parsec central de notre Galaxie. 

Plusieurs sources possibles et non exclusives des trous noirs de masse stellaire du centre galactique ont été suggérées, chacune conduisant à des propriétés différentes de la population de trous noirs résultante. Ces trous noirs pourraient être nés à plus grande échelle (quelques pc de rayon), formés dans un amas d'étoiles nucléaires et pourraient s'être accumulés de manière dynamique dans ses parties centrales. En 2018, Baumgardt et al. ont démontré , au moyen d'une modélisation numérique à N corps, que durant une évolution de l'amas nucléaire d'étoiles, aussi longue que le temps de Hubble, avec des événements répétitifs de formation d'étoiles, seuls environ 300 trous noirs de masse stellaire migrent vers les 0,1 pc les plus profonds du centre galactique. Par conséquent, malgré sa masse totale importante, l'amas nucléaire d'étoiles ne semble pas être une source très efficace de trous noirs de masse stellaire pour sa région la plus profonde.

Une autre hypothèse implique que ces trous noirs de masse stellaire pourraient être des reliques de la formation du trou noir supermassif Sgr A ⋆ lui-même, dans le modèle Kroupa et al. (2020) . Dans ce modèle, au début de la formation d'une galaxie elliptique, ou d'un bulbe, un amas d'étoiles hypermassives se forme en son centre. Après la mort des étoiles massives, les plus de 100000 trous noirs de masse stellaire fusionnent rapidement en raison de l'afflux de gaz provenant du bulbe encore en formation, conduisant à la formation du trou noir supermassif en quelques centaines de millions d'années, mais laissant aussi très probablement une population résiduelle de trous noirs stellaires à proximité. 

Une autre façon d'accumuler des trous noirs de masse stellaire dans les régions les plus profondes du centre galactique, c'est la formation in situ d'étoiles massives dans des disques d'accrétion gazeux autour de Sgr A⋆. Il s'agit d'un scénario de formation favorable pour le jeune amas stellaire (≈5 mégannées) qui est observé entre 0,04 et 0,5 pc de Sgr A ⋆ en projection. Cet amas contient actuellement plus d'une centaine d'étoiles de type OB et de Wolf-Rayet très massives qui finiront leur vie en trous noirs. Sa fonction de masse actuelle est globalement très lourde, probablement en raison de sa formation dans l'environnement extrême qui a directement donné une telle distribution de masse. 

Avec ces différentes hypothèses en tête, Jaroslav Haas (Université Charles) et ses collaborateurs ont étudié quel serait l'impact d'une grande population de trous noirs stellaires dans le voisinage de Sgr A* sur la population d'étoiles qui y résident. Certes, la formation d'étoiles dans le parsec le plus intérieur de notre Galaxie fait toujours l'objet d'un débat, mais il a été suggéré qu'elle était récurrente. Un afflux continu de gaz provenant de régions plus éloignées pourrait en effet s'accumuler à proximité de Sgr A ⋆ et former des étoiles massives dont les vents empêchent tout nouvel afflux de gaz jusqu'à ce qu'ils cessent en raison de l'évolution stellaire et que le cycle entier se répète.

En prenant l'amas de jeunes étoiles actuellement observé comme représentatif de la formation d'étoiles dans le parsec le plus interne de la Galaxie et en supposant que de telles étoiles s'y sont formées en continu sur des échelles de temps cosmologiques, Haas et ses collaborateurs font une estimation de la densité numérique de trous noirs de masse stellaire résultante.

Ils considèrent que la durée de vie typique d'une étoile qui termine sa vie en trou noir peut être estimée approximativement à 5 millions d'années. En considérant la centaine d'étoiles de ce type dans le jeune amas observé, ils arrivent alors à un taux de formation d'étoiles de 2 × 10-5 an-1 , ce qui donne environ 200 000 trous noirs sur 10 Gigannées. Comme les jeunes étoiles sont situées principalement à 0,1 pc de Sgr A ⋆ , la densité numérique de trous noirs correspondante est d'environ 2 × 10^8 pc-3 .

Les chercheurs notent que l'existence d'un amas de trous noirs de cette densité devrait avoir un impact significatif sur la population stellaire, en raison des collisions et des rencontres rapprochées des étoiles avec les trous noirs stellaires. Afin de quantifier le phénomène, les astrophysiciens supposent que la densité numérique, n • , des trous noirs est constante dans le volume d'espace où les interactions devraient se produire. Ils définissent une collision directe entre le trou noir et l'étoile concernée comme une rencontre dont la distance d'approche la plus proche est r per  <   R⋆ , R⋆ étant le rayon physique de l'étoile. Ils en déduisent le taux de telles collisions.

Par souci de simplicité, Haas et ses collègues supposent ensuite que ces collisions directes entraînent la destruction des étoiles impactées, quelle que soit la vitesse d'approche. Cette hypothèse est corroborée par les modèles hydrodynamiques de Kremer et al. (2022) pour les approches lentes (paraboliques). Les chercheurs expliquent qu'une population de trous noirs de masse stellaire entourant Sgr A ⋆ agit ainsi comme un « broyeur d'étoiles », toute nouvelle étoile étant détruite par des collisions avec les trous noirs.

L'effet de broyage des étoiles est particulièrement pertinent pour l'amas à peu près isotrope de jeunes étoiles qui est observé à moins de 0,04 pc de Sgr A ⋆ , l'amas S. Son scénario de formation est encore débattu mais l'amas S semble être aussi jeune que les jeunes étoiles au-delà de 0,04 pc de Sgr A ⋆.

Mais les deux jeunes structures stellaires diffèrent considérablement dans l'abondance des étoiles les plus massives. Alors que les observations de l'amas S ont révélé environ deux douzaines d'étoiles de type B, aucune étoile de type spectral O n'y a été trouvée. Cela contraste fortement avec les observations de l'amas directement voisin de jeunes étoiles à des distances supérieures à 0,04 pc de Sgr A ⋆ où les nombres d'étoiles O et B observées sont similaires (environ 100 ; von Fellenberg et al. 2022 ). Bien que des conditions de formation d'étoiles différentes puissent être invoquées, il est tentant d'estimer l'effet du « broyeur » étant donné les conditions astrophysiques au sein de l'amas S.

En supposant donc qu'il existait une population d'étoiles O également initialement présente au sein de l'amas S, mais entièrement détruite par les collisions directes avec les trous noirs de masse stellaire datant de l'âge de leurs supposés soeurs encore vivantes situées plus loin (5 mégannées), Haas et ses coauteurs estiment quelle devrait être la densité numérique de trous noirs nécessaire.

Pour une étoile O représentative, ils fixent sa masse à M ⋆ O  = 50  M⊙. Avec la relation masse-rayon de Demircan & Kahraman, ils obtiennent un rayon d'étoile R⋆ O  de 12  R⊙ , et la vitesse de libération est donc v ⋆ O  ≈ 1260 km/s. La densité numérique de trous noirs résultante donnée par l'équation est alors n •  ≈ 2 × 10^8  pc-3 . De manière remarquable, cette valeur est en accord avec l'estimation de la densité numérique de trous noirs basée sur les arguments de formation d'étoiles.

A partir de là, les astrophysiciens peuvent estimer le temps de destruction pour les étoiles de tout autre type spectral et, en particulier, pour les étoiles de type spectral B qui sont présentes dans l'amas S. Pour l'étoile B représentative, on a M ⋆ B  = 10  M⊙ , R ⋆ B  ≈ 4  R⊙ et v ⋆ B  ≈ 970 km/s. Ainsi, alors que les étoiles O dans l'amas S sont détruites en environ 5 Mégannées, il faut 55 Mégannées pour briser les étoiles B. Du coup, les étoiles B d'environ 5 Mégannées dans l'amas S peuvent toujours être observées.

Cette contrainte est importante car elle implique que la plupart des trous noirs « broyeurs » doivent être situés au-delà de l'orbite de l'étoile S2 mais toujours dans l'amas S ; c'est-à-dire entre environ 0,01 pc et 0,04 pc de Sgr A ⋆. Haas et son équipe calculent que dans cette région, leur densité devrait donc être la plus élevée, atteignant approximativement la valeur de 2 × 10^8 pc-3 . Au-delà de la limite extérieure de l'amas S, à des distances ≳0,04 pc de Sgr A ⋆, les étoiles de type stellaire O sont abondantes. Cette contrainte pour les régions extérieures est en accord avec les observations des sources radio hypercompactes rapportées dans Zhao et al. (2022) . 

Étant donné que la source principale des trous noirs de masse stellaire dans le modèle « broyeur » c'est la formation récurrente d'étoiles massives dans des disques d'accrétion autour de Sgr A ⋆ , l'amas de trous noirs résultant est donc susceptible d'être compact, selon les chercheurs. La densité numérique de trous noirs, n • , diminue donc probablement fortement sur quelques dixièmes de parsecs de Sgr A ⋆. Le profil de densité radiale de l'amas de trous noirs, qui est proposé par Haas et ses collaborateurs présente donc un maximum juste en dessous ou à proximité de la limite extérieure de l'amas S. 

Et les chercheurs mettent en lumière un autre phénomène qui pourrait être expliqué par la présence d'une grande population cde trous noirs stellaires. Les observations du halo galactique ont en effet révélé environ une vingtaine d'étoiles se déplaçant à des vitesses supérieures à la vitesse de libération de la Galaxie, qu'on appelle des étoiles hypervéloces, et dont certaines semblent avoir des directions de vol compatibles avec une origine galactocentrique. L'une des explications de l'existence de telles étoiles hypervéloces est le mécanisme de Hills (théorisé en 1988) se produisant à proximité de Sgr A ⋆ . Il s'agit de la rupture par effet de marée d'un couple d'étoiles binaires suffisamment proche du trou noir supermassif. Lors d'une telle rupture, l'un des composantes d'origine est laissée sur une orbite serrée autour du trou noir supermassif, tandis que l'autre est éjectée à grande vitesse.

Mais il se trouve que les étoiles hypervéloces observées sont de type spectral B et se trouvent à environ 50 kpc du centre galactique. En supposant une vitesse moyenne d'environ 1 000 km/s, ces étoiles ont donc mis environ 50 millions d'années pour atteindre leurs positions observées, ce qui donne une estimation basse de leur âge. Par conséquent, leurs ex-compagnes tout aussi anciennes de même type spectral (en supposant un appariement réaliste dans les binaires d'origine) restées dans l'amas S devraient toujours y être observées. Mais en fait, les étoiles B analysées jusqu'à présent au sein de l'amas stellaire S sont toutes plus jeunes que 25 millions d'années ( Habibi et al. 2017 ).

En se basant sur l'échelle de temps de broyage de 55 Mégannées qu'ils ont dérivée pour les étoiles B, Haas et ses collaborateurs suggérent que, bien que les jeunes étoiles B puissent encore être observées dans l'amas S, les ex-compagnes plus anciennes des étoiles hypervéloces, elles, auraient déjà été détruites par des collisions avec les trous noirs de masse stellaire.

Pour résumer, Haas et ses collaborateurs ont étudié l'impact des collisions directes et des rencontres rasantes entre les trous noirs de masse stellaire et les étoiles du centre galactique, en considérant trois canaux de formation qualitativement différents pour les trous noirs. À partir des résultats obtenus, il ont construit un profil de densité radiale de l'amas de trous noirs. Ils ont constaté que la densité spatiale des trous noirs peut atteindre l'ordre de grandeur de 100 millions par pc3 dans les parties extérieures de l'amas S (à environ 0,01–0,04 pc de Sgr A ⋆ ) s'ils proviennent de la formation récurrente d'étoiles massives dans les disques d'accrétion autour de Sgr A ⋆ . Les collisions directes (et les rencontres rasantes) de ces trous noirs stellaires densément distribués avec les étoiles individuelles conduisent à l'épuisement des étoiles les plus massives sur une échelle de temps de quelques millions d'années. Un tel appauvrissement peut ainsi expliquer l'absence signalée d'étoiles de type O et des homologues des étoiles hypervéloces du halo galactique au sein de l'amas S.

Les étoiles de type B et vieilles de quelques millions d'années, confirmées par observation au sein de l'amas S, excluent une densité de trous noirs de l'ordre de grandeur de 1 milliard par pc3 à cet endroit. De même, les abondantes étoiles O à plus de 0,04 pc de Sgr A ⋆ (c'est-à-dire au-delà de la limite extérieure de l'amas S) suggèrent une densité plus faible de trous noirs stellaires dans cette région (quelques 10 millions par pc3 ou moins). Les résultats suggèrent en outre une forme en bosse du profil de densité radiale de l'amas de trous noirs, avec le déclin situé approximativement dans l'apocentre orbital de l'étoile S2 (de 0,01 pc de Sgr A ⋆ ).

Source

The star grinder in the Galactic centre Uncovering the highly compact central stellar-mass black hole cluster

J. Haas1 et al.

Astronomy&strophysics Volume 695 (21 March 2025)

https://doi.org/10.1051/0004-6361/202453324

Illustrations

1. Image du centre galactique et localisation de l'étoile S2 par rapport à Sgr A* (ESO)

2. Jaroslav Haas 

Les gros trous noirs détectés par leurs ondes gravitationnelles ne sont pas des trous noirs primordiaux

Les détecteurs d'ondes gravitationnelles ont révélé une population de trous noirs massifs (plusieurs dizaines de masses solaires) qui ne ressemblent pas à ceux observés dans la Voie lactée et dont l'origine est débattue. Selon une explication possible, ces trous noirs pourraient s'être formés à partir de fluctuations de densité dans l'Univers primitif : des trous noirs primordiaux. Ils devraient alors constituer une majeure partie de la matière noire. Si de tels trous noirs existaient dans le halo de matière noire de la Voie Lactée, ils seraient à l'origine d'événements de microlentille gravitationnelle sur des échelles de temps de plusieurs années. Une équipe d’astrophysiciens vient de montrer ses résultats de recherche de microlentilles dans le Grand Nuage de Magellan sur une plage de 20 ans. Aucun événement de lentille à grande échelle de temps n’est observé, donc pas de trous noirs massifs…

Observation de trous noirs supermassifs surmassifs entre 2 et 5 gigannées après le Big Bang

Pour la première fois, des astrophysiciens ont observé des trous noirs d’une taille inattendue par rapport à leur galaxie hôte au cours d’une période appelée le midi cosmique, dans l'univers âgé de 2 à 5 milliards d'années. Ces trous noirs très massifs pourraient combler le fossé entre les trous noirs trop massifs de l'univers primordial et ceux présents dans l'univers local. L'étude est publiée dans The Astrophysical Journal Letters.

Doubles éruptions de type TDE possibles dans les amas d'étoiles autour des trous noirs supermassifs

Les amas d'étoiles nucléaires sont constitués d'une concentration dense d'étoiles et d'objets compacts qu'elles laissent derrière eux qui sont omniprésents dans les régions centrales des galaxies entourant leur trou noir supermassif central. Des interactions étroites entre les étoiles et les trous noirs de masse stellaire y conduisent à des fréquents événements de destructions d'étoiles par effets de marée (TDE). Une équipe d'astrophysiciens vient de découvrir un effet intéressant : la matière ainsi déchirée de l'étoile qui se retrouve libérée de l'emprise du petit trou noir stellaire peut se retrouver accrétée par le trou noir supermassif proche, donnant lieu à une seconde éruption. Ils publient leur étude dans The Astrophysical Journal Letters.

M81* : deux trous noirs supermassifs au lieu d'un seul

La galaxie proche M81 qui possède un noyau actif serait animée non pas par un trou noir supermassif de 70 millions de masses solaires, mais par un couple de trous noirs très rapprochés. C'est la conclusion que tire une équipe internationale qui a étudié les archives des émissions radio et de rayons X du coeur de M81 sur plus de trente ans. Les chercheurs publient leurs travaux dans The Astrophysical Journal. 

Découverte de 6 destructions explosives de naines blanches par des trous noirs massifs

Un duo d’astrophysiciens américains vient de trouver 6 supernovas de type Ia atypiques. Elles auraient été déclenchées à cause du trop fort rapprochement d’une naine blanche d’un trou noir très massif, mais pas supermassif. Ils publient leur découverte dans The Astrophysical Journal.

Toutes les destructions maréales d’étoiles (TDE, tidal disruption event) connues à ce jour, il y en a 70, impliquent la dislocation d'étoiles « normales », mais des TDE de naines blanches devraient également exister (comme l’avaient montré Luminet et Marck en 1985). Ils avaient montré que lorsqu'une naine blanche est perturbée lors d'une rencontre profonde avec un trou noir, la naine blanche peut être suffisamment comprimée par l’effet de marée pour déclencher une ignition thermonucléaire. Le transitoire observable résultant d’une telle explosion thermonucléaire devrait ressembler à une supernova de type Ia, mais être moins lumineux, étant donné que la dislocation d'une naine blanche par un trou noir n'exige pas forcément qu'elle ait une masse proche de la limite de Chandrasekhar (1,4 masse solaire) comme dans une SN Ia classique.

Et pour qu'une naine blanche soit détruite par l’effet de marée, le trou noir doit avoir une masse inférieure à 10⁵ M_⊙ parce que s’il est plus gros, la courbure de l’espace-temps qu’il produit n’est pas suffisamment forte pour disloquer l’étoile compacte. Dans ce cas, la naine blanche plonge directement dans le trou noir en restant intacte jusqu’à l’horizon des événements. Trouver un TDE Ia implique donc la découverte directe d'un trou noir de masse intermédiaire (de moins de 10⁵ M_⊙).

Sebastian Gomez et Suvi Gezari (Space Telescope Science Institute), ont recherché spécifiquement de tels événements si insaisissables. Ils ont fouillé dans les données d’alerte de la Zwicky Transient Facility en limitant leur recherche aux événements transitoires étant apparus dans des galaxies naines, qui sont les sites les plus probables pour la présence d’un trou noir de masse intermédiaire. Ils ont trouvé un total de six candidats TDE Ia possibles. Parmi ces 6 supernovas, étant toutes apparues entre 2019 et 2021, SN 2020lrt est la candidate TDE Ia la plus probable, d’après eux, grâce à la forte ressemblance de sa courbe de lumière et de son spectre avec les modèles des TDE Ia publiés en 2016 par MacLeod et al. et qui font consensus aujourd’hui. MacLeod et al. avaient montré que la caractéristique qui rend les TDE Ia vraiment uniques par rapport aux autres types de supernovas Ia, c’est leur émission multi-longueur d'onde. Elle inclut en effet à la fois l'émission de rayons X d'un disque d'accrétion et l'émission radio de rémanence d'un jet, des caractéristiques liées à l’interaction avec le trou noir, qui n’existent pas dans les supernovas Ia classiques, et qui devraient être identifiables dans un délai d'environ un mois à un an après la dislocation/explosion. Une étude de suivi avec des télescopes X et radio est ainsi une approche réalisable pour vérifier leur nature.

Lorsqu’ils ont cherché des TDE Ia dans les archives en dehors de la zone des noyaux galactiques, donc dans la périphérie des galaxies, les chercheurs n’ont trouvé aucunes candidates plus robustes que celles qu’ils ont trouvé dans les noyaux galactiques. Ce simple fait fait dire à Gomez et Gezari que les candidats TDE Ia qu’ils ont identifiés sont des naines blanches comprimées par des trous noirs massifs au coeur des galaxies, par opposition aux supernovas Ia classiques qui peuvent se produire n'importe où dans une galaxie.

Parmi les 6 candidates TDE-Ia, deux étaient précédemment classées comme des SN Iax, une comme une SN II, une comme une SN Ib; les deux autres n’ayant pas reçues de classification. La plus probable, SN 2020lrt, est l’une des deux qui avaient été classées comme une SN Iax par Dahiwale & Fremling en 2020. Les SN Iax sont des supernovas très ressemblantes aux SN Ia typique, mais moins lumineuses et avec des vitesses d'éjecta plus faibles, on pense aujourd'hui qu'il pourrait s'agir d'explosions de naines blanches partielles, laissant derrière elles un morceau de la naine blanche. On comprend pourquoi une SN Iax peut être confondue avec un TDE Ia qui peut impliquer une naine blanche de faible masse... 

Gomez et Gezari ont également mesuré la masse stellaire des galaxies naines qui hébergent ces transitoires ressemblant à des supernovas Ia moins puissantes, et ils montrent qu’elles font toutes moins de 10⁹ M_⊙. S'il est confirmé qu'elles abritent bien des trous noirs massifs, elles prouveraient l'existence de trous noirs de masse intermédiaire dans certaines des galaxies de plus faible masse connues.

À ce jour, seule une poignée de trous noirs a été découverte dans la gamme de masse dite intermédiaire, entre 100 et 100 000 masses solaires et leur distribution en dessous de 10⁶ M_⊙ est mal comprise. Optimiser les critères de sélection des transitoires pour rechercher des candidats TDE-Ia dans les études existantes et futures pourrait être le meilleur moyen de découvrir plus trous noirs intermédiaires et permettre leur suivi dans le temps.

Un calcul dynamique effectué en 2022 par le Monte Carlo Cluster Simulator (Tanikawa et al.) suggère que le taux de TDE provenant de trous noirs de masse intermédiaire dans les amas d'étoiles de l'Univers local serait suffisamment élevé pour que le sous-échantillon qui impliquerait des naines blanches avec une explosion thermonucléaire (donc un TDE-Ia) serait détecté à un taux compris entre 100 et 500 par an par le télescope Rubin, dont la première lumière est prévue en 2024…

 

Source

The Search for Thermonuclear Transients from the Tidal Disruption of a White Dwarf by an Intermediate-mass Black Hole

Sebastian Gomez and Suvi Gezari

The Astrophysical Journal, Volume 955, Number 1 (15 september 2023)

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

Illustrations

1. Courbes de lumière et localisation des 6 candidates TDE Ia (Sebastian Gomez and Suvi Gezari)

2. Suvi Gezari

3. Sebastian Gomez

Des neutrinos très énergétiques produits dans des destructions maréales d'étoiles par des trous noirs

Il existe aujourd'hui trois événements de destruction d'étoiles par effet de marée de trous noirs candidats (AT2019 dsg , AT2019 fdr et AT2019 aalc ) qui ont été associés à une détection de neutrinos astrophysiques de haute énergie, mais environ une centaine de jours après le pic de luminosité optique dans les trois cas. Une équipe de chercheurs propose une solution pour expliquer ces observations dans The Astrophysical Journal.

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GW190521: la fusion de 2 trous noirs qui venaient de se rencontrer

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Le grossissement des trous noirs intermédiaires dans les noyaux galactiques

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Les régions centrales denses des galaxies fortement perturbées par des effets de marée peuvent survivre sous forme de galaxies naines ultracompactes (UCD) qui peuvent alors se cacher parmi les amas globulaires lumineux dans le halo des galaxies massives. Une nouvelle étude se penche sur 321 candidats amas globulaires de la galaxie Centaurus A. Sur les 57 amas globulaires les plus lumineux, 20 ont un rapport masse/luminosité très anormal, indiquant qu'ils n'en sont pas... L'étude est publiée dans The Astrophysical Journal.

Un voile levé sur la formation des trous noirs intermédiaires

Une équipe d'astrophysiciens a trouvé des signes tangibles de l'apparition de trous noirs de masse intermédiaire (entre 100 et 100 000 masses solaires) au centre d'amas d'étoiles très denses, ce qu'on appelle des amas d'étoiles nucléaires, qui forment le noyau central des petites galaxies. Ce serait la première preuve observationnelle d'une voie de formation tardive et locale pour ces trous noirs. L'étude est publiée dans The Astrophysical Journal.   

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