|
|
|
Les microquasars Des systèmes binaires atypiques Les microquasars sont des objets stellaires ayant les mêmes propriétés que les quasars mais réduits à la taille d'une étoile et agencés en système binaire. Ce sont leurs similitudes avec le comportement des quasars qui sont à l'origine de leur nom. SS 433 Le premier microquasar fut découvert en 1978 par trois groupes de chercheurs étudiant les rémanents de supernovae (SNR), David H. Clark et Paul Murdin (1978), l'équipe d'Elisabeth R. Seaquist et celle de Martin Ryle. Il s'agit de SS 433 alias V1343 Aquilae situé dans la constellation de l'Aigle à environ 18000 années-lumière. Il se trouve donc bien dans la Voie Lactée. En fait il fut déjà répertorié en 1977 par C. B. Stephenson et N. Sanduleak, mais à l'époque, l'astre figurait seulement en 433e position dans une liste de sources d'émissions H-alpha et peut-être He I notent les auteurs. SS 433 brille comme une étoile de magnitude apparente +14.2, légèrement variable (sa magnitude apparente varie entre 13.9 et 14.6). Visuellement on ne distingue qu'une étoile mais les photographies à longues poses revèlent qu'elle se situe au centre d'un SNR appelé la nébuleuse Westerhout 50 (W50) et surnommée "manatee" (le lamentin) en raison de sa forme comme illustré ci-dessous. Ce SNR se serait formé il y a 10000 à 100000 ans. Détection de jets en rayons X Située près du centre du SNR W50, la position de la source coincide également avec une forte émission radio et rayons X, avec un spectre optique anormal et variable. Ses propriétés physiques furent établies dans les trois ans qui suivirent sa découverte mais après plus de 40 ans de recherches et plus de 1000 articles plus tard, il restait beaucoup de questions sans réponse. SS
433 forme un système binaire dont l'astre primaire est vraisemblablement
un trou noir de 9 à 11 M
SS 433 forme un système binaire X massif ou HMXB (High-Mass X-ray Binary). Le couple stellaire effectue une révolution autour de leur barycentre commun en 13.1 jours. L'étoile perd son atmosphère au profit du trou noir en formant un disque d'accrétion supercritique dit de super Eddington (cf. T.Okuda et al., 2000), terme utilisé pour qualifier un taux d'accrétion supérieur au maximum théorique. Ce disque d'accrétion est à l'origine des intenses émissions X et d'un jet bipolaire relativiste qui se déplace à 78000 km/s, soit 26% de la vitesse de la lumière ! Le système SS 433 émet un jet bipolaire perpendiculairement à son disque d'accrétion qui présentent tous deux une précession comme une toupie avec un axe incliné d'environ 79° par rapport à la Terre. Pour les astrophysiciens, cette accrétion de super Eddington est une anomalie, une exception dans leur théorie. Ils savent que tôt ou tard, elle imposera une révision des modèles comme tente déjà de le faire le modèle unifié des TDE proposé en 2018 adapté aux trous noirs supermassifs situés au coeur des AGN. Le système SS 433 continue donc de faire l'objet d'intenses recherches notamment en radio, rayons X et gamma. A
voir : SS 433: Binary Star Micro-Quasar,
APOD
Les jets de SS 433 peuvent être détectés dans les bandes radio et X jusqu'à une distance inférieure à une année-lumière de part et d'autre de l'étoile binaire centrale, avant qu'ils ne deviennent trop faibles. Puis, comme illustré ci-dessous, étonnamment à environ 75 années-lumière de leur site d'émission, les jets réapparaissent brusquement sous la forme de sources de rayons X très lumineux. Les raisons de cette réapparition sont restées longtemps mal comprises. Détection de rayons gamma Pendant des décennies, les chercheurs n'avaient détecté aucune émission de rayons gamma dans aucun microquasar. Puis en 2018, l'observatoire de rayons gamma Cherenkov HAWC installé au Mexique détecta pour la première fois des rayons gamma de très haute énergie dans les jets de SS 433 (cf. H.Zhou et al., 2018). Pour les astrophysiciens, cela signifie que quelque part dans les jets, des particules sont accélérées à des énergies extrêmes. Mais jusqu'à présent ils ignoraient comment et à quel endroit du milieu interstellaire les particules des jets astrophysiques sont accélérées.
L'intérêt d'étudier les émissions gamma de SS 433 est le fait que bien les jets sont 50 fois plus petits que ceux de l'AGN le plus proche (Centaurus A alias NGC 5128), SS 433 est situé dans la Voie Lactée. Par conséquent, la taille apparente des jets de SS 433 est beaucoup plus grande et leurs propriétés sont donc plus faciles à étudier avec la génération actuelle de télescopes à rayons gamma. Grâce à l'observatoire H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) composé de 4 télescopes de 12 m de diamètre installés en Namibie capturant les émissions de Cerenkov atmosphériques des rayons cosmiques, en collaboration avec l'Institut Max Planck de Physique Nucléaire (MPIK) d'Heidelberg, une équipe de 165 astrophysiciens de la Collaboration H.E.S.S. réussit à détecter des rayons gamma de très haute énergie dans les jets émis par SS 433. En comparant les images en rayons gamma prises à différentes énergies, ils sont également parvenus à identifier leur emplacement exact dans la structure des jets. Leur découverte fit l'objet d'un article publié dans la revue "Science" en 2024 (en PDF sur arXiv, lire aussi "Nature", 2024). Bien qu'aucune émission de rayons gamma ne soit détectée depuis la région centrale de SS 433, ce qui a le plus surpris les chercheurs, c'est le changement de position de l'émission des rayons gamm en fonction de leur énergie. En effet, l'émission gamma apparaît brusquement dans les jets externes à une distance d'environ 75 années-lumière de chaque côté de l'étoile binaire, conformément aux observations précédentes en rayons X. Les photons gamma dont les énergies dépassent 10 TeV ne sont détectés qu'au point chaud où le jet bipolaire réapparait brusquement. En revanche, les régions émettant des rayons gamma de plus faibles énergies apparaissent plus loin le long de chaque jet. Les chercheurs ont ensuite simulé l'émission gamma en fonction du niveau d'énergie et obtenu la toute première estimation de la vitesse des jets externes. Selon les modélisations, les électrons sont injectés à ~0.083c soit ~25000 km/s. Selon les auteurs, "La différence entre cette vitesse et celle avec laquelle les jets sont expulsés suggère la présence d'un accélérateur de particules, probablement un choc situé à la base des jets extérieurs de SS 433, capable d'accélérer les particules à des niveaux très élevés". Le site d'accélération serait un choc violent, une transition brutale dans les propriétés du milieu interstellaire. La présence d'un choc fournit également une explication naturelle à la réapparition des jets de rayons X du fait que les électrons accélérés produisent également des rayons X en transformant une partie de leur intense énergie, c'est l'effet Compton inverse. Selon la doctorante Laura Olivera-Nieto du MPIK et autrice principale de cet article, "Il s'agit de la toute première observation d'une morphologie dépendante de l'énergie dans l'émission de rayons gamma d'un jet astrophysique. Nous étions d'abord perplexes face à ces résultats. La concentration de photons à haute énergie sur les sites de réapparition des jets de rayons X signifie qu'une accélération efficace des particules doit avoir lieu à cet endroit, ce qui n'était pas prévu." SS 433 devient ainsi l'un des accélérateurs de particules les plus efficaces de la Galaxie. Cette découverte offre des informations précieuses sur ces phénomènes astrophysiques extrêmes et met un terme aux spéculations sur l'apparition d'une accélération des particules dans ce système unique. Grâce à H.E.S.S., les astrophysiciens connaissent désormais le lieu de l'accélération, la nature des particules accélérées, et ont l'opportunité de pouvoir sonder les jets d'un trou noir actif proche à grande échelle. A
voir : Astrophysical jet caught in a
speed trap,
2024 En revanche, on ne sait toujours rien sur l'origine des chocs sur les sites de réapparition des jets car aucun modèle n'a encore prédit cette caractéristique, qui sera l'un des objectifs des prochaines études. Les chercheurs espèrent que leurs résultats pourront aussi expliquer les jets mille fois plus grands des galaxies actives et des quasars, ce qui contribuerait à résoudre les nombreuses énigmes concernant l'origine des rayons cosmiques les plus énergétiques. On pensait que SS 433 était le cas le plus exotique jusqu'à ce qu'on découvre en 1994 un second microquasar dénommé GRS 1915+105 alias V1487 Aquilae situé à environ 30000 années-lumière. GRS 1915+105 Le
microquasar GRS 1915+105 alias V1487
Aquila située à 36000 années-lumière est une nova X de classe spectrale
K III qui connut un sursaut d'éclat en 1992. Cette étoile perd son atmosphère au
profit d’un minuscule objet très massif, vraisemblablement un trou noir
de 10 à 18 M
Parmi ses particularités, ce trou noir émet un jet de particules ainsi que des bulles de matière condensée à une vitesse de l'ordre de 92% de celle de la lumière provoquant des effets relativistes sur le rayonnement. Comme on le voit ci-dessus à gauche, des bulles de matière sont éjectées à plus de 10000 UA ou 1" apparemment deux fois plus vite que la lumière ! La source est tellement massive qu'elle arrache également de la matière de l'étoile voisine. Autre particularité, ce trou noir présente un taux de rotation très élevé avec un paramètre de spin a* estimé à ~0.56 pour les rayons X mous et pouvant atteindre 0.98 pour l'ensemble du spectre (cf. J.L. Blum et al., 2009). Pour rappel, lorsque a*=1, on atteint le spin maximum (qui ne correspond pas à la vitesse de la lumière, cf. le taux de rotation et spin des trous noirs).
Si on ne peut pas convertir un nombre sans dimension comme le paramètre de spin en vitesse angulaire ou linéaire (on ne peut pas dire que 0.98% représentent une vitesse de 98% de celle de la lumière), on peut malgré tout estimer que ce trou noir effectue 950 rotations par seconde (période de 950 Hz) soit une valeur qui atteint près de 83% de la limite théorique qui est de 1150 fois par seconde au-delà de laquelle il éclaterait. Dans ces conditions, il applique en force l'effet Lense-Thirring de précession relativiste. Le microquasar
V404
alias GS 2023+338 est situé à 7800 années-lumière dans la constellation du Cygne.
C'est une binaire accrétante de faible masse ou LMXB composée d'une étoile d'environ
la moitié de la masse du Soleil gravitant autour d'un trou noir stellaire de ~12 M
Le trou noir connut des sursauts spectaculaires d'émissions X et gamma en 1989 et en 2015 où les satellites enregistrèrent de fortes émissions de rayons X et gamma entre 20 et 40 keV d'une durée inférieure à 1 heure de façon répétée mais à des intervalles irréguliers pendant ~2 semaines (cf. ESA). Le 5 juin 2015, le satellite Swift détecta le sursaut de rayons X qui forma de spectaculaires anneaux concentriques dont on voit une image ci-dessous à gauche prise le 30 juin 2015. La couleur indique l'énergie des rayons X mous (< 5 keV) : le rouge représente les plus faibles (800 à 1500 eV), le vert les moyens (1500 à 2500 eV) et le bleu - mais ils sont rares - les plus énergétiques (2500 à 5000 eV). A titre de comparaison, l'énergie transportée par la lumière visible est de l'ordre de 2 à 3 eV. Pour rappel, 1 eV correspond à l'énergie acquise par un électron au repos porté à la vitesse de 600 km/s. En 2021, le centre Chandra publia une image composite X et optique présentée ci-dessous à droite. Ces anneaux sont ce qu'on appelle des échos lumineux qui se forment de manière analogue aux vagues ou aux ondes de réverbération acoustique. Ces anneaux furent produits lorsque les rayons X émis par le trou noir ont rebondi sur des nuages de poussière situés entre V404 et la Terre. Ces échos lumineux apparaissent sous forme d'anneaux étroits plutôt que larges ou sous forme de halos (bulles) parce que le sursaut de rayons X dura relativement peu de temps et se produisit à une distance relativement grande de la Terre. Il faut imaginer que ces anneaux concentriques se déplacent et s'étendent comme des vagues à la surface de l'eau comme le montrent ces animations en time-lapse réalisées par Andrew Beardmore de l'Université de Leicester à partir des données de Swift enregistrées entre le 30 juin et le 4 juillet 2015. En quelques jours les anneaux se sont rapidement propagés dans un rayon de plus de 5' d'arc soit un tiers du rayon de la Lune. L'analyse de l'image X de V404 révèle qu'il y a huit anneaux concentriques distincts correspondant à différents nuages de poussière. Les anneaux apportent des renseignements non seulement sur le comportement du trou noir, mais aussi sur les caractéristiques de l'espace dans la ligne de visée de V404 Cygni. Par exemple, à partir du diamètre des anneaux en rayons X, on peut calculer la distance des nuages de poussière intermédiaires sur lesquels la lumière ricocha (si le nuage est plus proche de la Terre, l'anneau semble plus grand et vice versa). Les simulations indiquent que la poussière contient très probablement des mélanges de grains de graphite et de silicate. A
voir : Flaring Black Hole Accretion Disk in the Binary System V404 Cygni,
NASA
Parmi les découvertes dont devront tenir compte les astrophysiciens, en analysant les anneaux intérieurs avec Chandra, ils ont constaté que la densité des nuages de poussière n'est pas uniforme dans toutes les directions. Or des études antérieures avaient supposé qu'elle l'était. De plus, des analyses réalisées en 2017 par Stephen Eikenberry de l'Université de Floride et ses collègues ont montré que le champ magnétique de V404 est d'environ 461 G soit 400 fois plus faible que les estimations antérieures pour de tels systèmes. Il ne faudrait donc pas un puissant champ magnétique pour accélérer et focaliser un jet. Ces découvertes parmi d'autres ajoutent de nouvelles contraintes sur les modèles des trous noirs et des microquasars. Nous verrons à propos des binaires X massives ou HMXB que le système Circinus X-1 dont le compagnon gravite autour d'une jeune étoile à neutrons possède également des anneaux concentriques de même type enveloppés dans un SNR. C'est également une source super-Eddington. On y reviendra. Désalignement du disque interne En 2019, des chercheurs ont découvert que le trou noir de V404 Cygni émet des jets radios rotatifs couplés à l'éjection de nuages de plasma à grande vitesse dans différentes directions (cf. J.C.A. Miller-Jones et al., 2019 et en PDF sur arXiv). Selon Miller-Jones, auteur principal de cet article, "C'est l'un des systèmes de trous noirs les plus extraordinaires que j'ai jamais rencontrés. Comme beaucoup de trous noirs, il se nourrit d'une étoile proche, accrétant le gaz de l'étoile et formant un disque de matière qui entoure le trou noir et spirale vers lui sous l'effet de la gravité. Ce qui est différent dans V404 Cygni, c'est que nous pensons que le disque de matière et le trou noir sont désalignés." Normalement, les jets partent directement des pôles des trous noirs, mais ces jets furent repérés dans des directions différentes à des moments différents – et ils changeaient de direction rapidement, toutes les deux heures. Comme illustré ci-dessous, ce désalignement signifie que la partie interne du disque d'accrétion du trou noir oscille comme une toupie, provoquant l'émission de jets dans des directions différentes lorsqu'il change d'orientation. L'amplitude de cette oscillation ou précession est un effet de la théorie de la relativité générale.
Selon Alex Tetarenko, coauteur de cet article, la vitesse à laquelle les jets changent de direction signifie que nous avons dû utiliser une approche très différente pour la plupart des observations radios : "En général, les radiotélescopes produisent une seule image après plusieurs heures d'observation. Mais ces jets changeant si vite que sur une image de quatre heures, nous n'avons vu qu'une tache floue. C'est comme essayer de prendre une photo d'une cascade avec une vitesse d'obturation d'une seconde." Au lieu de cela, les chercheurs ont réalisé 103 images, chacune réduite à environ 70 secondes, et les ont rassemblées dans un film. C'est par ce truchement qu'ils ont découvert ces changements sur une très courte période. Selon Gemma Anderson, coautrice de cet article, "Chaque fois que vous constatez un désalignement entre la rotation d'un trou noir et la matière qui y tombe, vous vous attendez à ce que le trou noir commence à se nourrir très rapidement. Cela pourrait inclure tout un tas d'autres évènements brillants et explosifs dans l'Univers, tels que des trous noirs supermassifs se nourrissant très rapidement ou des TDE (évènement de perturbation maréale), lorsqu'un trou noir déchire une étoile." Notons que le même phénomène s'observe dans le trou noir binaire LMXB 4U 1543-47 alors que celui du LMXB XTE J1550-564 s'est aligné avec le disque externe (cf. S.Banerjee et al., 2019). XMMU J004243.6+412519 En 2012, grâce au télescope orbital XMM-Newton de l'ESA, on découvrit le microquasar XMMU J004243.6+412519 dans la galaxie M31. Il s'agit d'un système binaire X de faible masse (LMXB) composé d'un trou noir de masse stellaire qui accrète la matière d'une étoile de faible masse. Environ dix jours après sa découverte, le microquasar afficha un spectaculaire sursaut de rayons X, indiquant une transition vers un taux d'accrétion proche de la limite d'Eddington du trou noir voire même supérieure. Les données radio ont permis de détecter de multiples éruptions sur des échelles de temps de quelques jours seulement, suggérant que l'augmentation du taux d'accrétion de masse pourrait avoir déclenché un jet "balistique", c'est-à-dire une série d'éjections consécutives de matière.
Illustration du système XMMU J004243.6+412519. Document ESA. V4641 Le
microquasar V4641
situé à 1600 années-lumière dans le Sagittaire et présenté ci-dessous est
un système binaire HMXB constitué d'une étoile de classe spectrale B9 III
en orbite autour d'un trou noir de 9.6 M A lire : The Early History of Microquasar Research, I.F.Mirabel, 2012 Microquasars, Mierk Schwabe, 2004 Microquasars: Proceedings of the Third Microquasars Workshop, 2000
Le Grand Annihilateur Le "Grand Annihilateur" alias 1E 1740.7-2942 est un microquasar situé à 300 années-lumière du centre géométrique de la Voie Lactée. Banale source X du catalogue Einstein qui fit un premier recensement des sources X du ciel (remplacé par le catalogue Einstein2E en 1996), elle présente un tout autre tempérament en rayonnement gamma. Observée depuis 1990, notamment par les satellites SIGMA, CGRO et Chandra, cet objet témoigne de l'annihilation de particules et d'antiparticules en émettant des photons gamma d’une énergie de 0.511 et 1.81 MeV (cf. G.Riegler et al., 1981; W.Webber et al., 1986). Ce rayonnement caractéristique proviendrait du disque de plasma qui circulerait autour d'un trou noir de masse stellaire, au sein duquel la matière serait annihilée dans une profusion d'énergie, d’une puissance équivalent à 2x1030 W. Dans son livre "L'homme qui courait après son étoile" (Odile Jacob, 1998, p244), l’astronome Jacques Paul du CEA de Saclay a comparé son éclat gamma à une puissance "telle que chaque millimètre carré de sa surface doit déchaîner une puissance dix mille fois supérieure à celle d'une centrale nucléaire" de mille mégawatts.
Par ailleurs, grâce au réseau interférométrique Karl Jansky, les radioastronomes ont découvert deux jets de plasma s'échappant de l'objet central, appuyant l'idée qu'il est émis par le disque interne d'accrétion d'un trou noir. H 1743-322 Grâce aux satellites XMM-Newton et NuSTAR, on découvrit l'objet H 1743-322 qui est également un trou noir associé à une binaire accrétante et des émissions X pulsées (cf. les QPO). Cet objet présente également un effet Lense-Thirring de précession relativiste très important. On reviendra sur tous ces concepts à propos des trous noirs. Autres microquasars Le
microquasar LS 5039 de l'Ecu de Sobieski
(Scutum) est un système binaire de type LMXB constitué d'une étoile de classe spectrale
O6.5 V en orbite autour d'un objet compact et massif de 1-3 M Le
microquasar XTE J1550-564
alias V381 Normae est également un système binaire de type LMXB. Il comprend
un trou noir stellaire de 9 M Selon
Mierk Schwabe, en 2004 plus de 280 microquasars avaient été découverts
dans la Voie Lactée dont 130 sont associés à un compagnon lourd d'une
dizaine de masses solaires (HMXB) et 150 à un compagnon léger pesant entre
1-3 M Parmi
les autres microquasars HMXB citons Cygnus X-1 (21 M Retour aux quasars et autres galaxies à noyau actif
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
(à confirmer) bien que l'hypothèse d'une étoile à neutrons ne soit pas écartée.
Son compagnon est une étoile de classe spectrale A dont la masse est comprise
entre 3 et 30 M
