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Le trou noir

Le disque d'accrétion (V)

Le concept de disque d'accrétion revête une grande importance car c'est une composante commune de beaucoup d'objets astronomiques. Il explique la formation des protoplanètes, les caractéristiques des binaires à contact et autres binaires accrétantes et indirectement le changement de luminosité et le rayonnement de certaines étoiles naines blanches ainsi que le jet bipolaire des trous noirs actifs parmi d'autres objets. Il est donc utile de rappeler comment les astrophysiciens en sont arrivés à proposer cette idée.

Simulations d'un trou noir supermassif entouré de son disque d'accrétion. A gauche, simulation GRMHD réalisée par Scott C. Noble en 2011. A droite, simulation pour l'émission NOVA de la chaîne PBS.

Rappel historique

Le concept de disque d'accrétion fut introduit par Gerard Kuiper en 1941 pour expliquer la courbe lumineuse ainsi que les caractéristiques spectrales et photométriques de l'étoile binaire à éclipse β Lyrae. Kuiper proposa que le transfert de masse entre les étoiles binaires en contact s'effectuait par la formation d'un "anneau" autour de l'étoile accrétante, le système binaire étant entouré dans son plan équatorial et à plus grande distance par un "disque de gaz dilué" en rotation de forme hélicoïdale.

Ce concept fut ensuite amélioré par Kevin Prendergast et Geoffrey Burbidge en 1968 pour expliquer l'émission des binaires X (Cygnus X2) et par Donald Lynden-Bell (cf. ce PDF) en 1969 pour expliquer la luminosité des AGN (il parlait de "collapsed masses" sans citer explicitement le concept de trou noir inventé quelques années plus tôt). Ensuite ce modèle Standard fut amélioré notamment par Nikolai Shakura et Rashid Sunyaev en 1973 qui introduisirent le concept de turbulence pour expliquer l'augmentation de la viscosité du disque considéré comme étant en équilibre thermique et capable de rayonner efficacement de la chaleur. Le modèle de disque visqueux avec des instabilités sous-critiques déclenchées par du cisaillement (une instabilité linéaire ou "shearing") fut également appliqué aux étoiles T Tauri par Donald Lynden-Bell et James Pringle en 1974.

Simulation de l'apparence visuelle d'"un trou noir sphérique en rotation avec son disque d'accrétion [..] vu de très loin [sous un angle] de 10° au-dessus du plan du disque" comme le précise l'astronome Jean-Pierre Luminet du LAM/CNRS auteur de ce dessin dans son livre "Les trous noirs" (Belfond, 1987, p162). La brillance est amplifiée sur la partie gauche, celle qui se rapproche de l'observateur, en raison de l'effet Doppler. Le plus spectaculaire est la déformation de la partie postérieure du disque d'accrétion qui remonte apparemment "derrière" le trou noir, un effet optique induit par l'intense champ gravitationnel qui semble courber les rayons lumineux (il ne les courbe pas réellement puisque la lumière suit les géodésiques de l'espace-temps). Ce dessin a une valeur historique. Jean-Pierre Luminet le créa à partir d'un modèle calculé en 1979 sur un mainframe IBM 7040, un ordinateur transistorisé équipé de cartes perforées. L'ordinateur généra les isophotes de l'image qui furent traduits graphiquement sous forme filaire grâce à un logiciel sommaire de dessin. Toutefois, pour créer l'image finale avec tous ses détails, Luminet appliqua ses talents artistiques et utilisa les données numériques de l'ordinateur qu'il traduisit directement en valeur de gris sur du papier, créant une image négative avec de l'encre de Chine, plaçant des points plus densément là où la simulation montrait plus de lumière. "Ensuite, j'ai pris le négatif de mon négatif pour obtenir le positif, les points noirs devenant blancs et le fond blanc devenant noir". L'image originale parut en 1979 dans la revue "Astronomy & Astrophysics", page 235.

Puis, en 1991 Steven Balbus et John Hawley montrèrent qu'un disque couplé à un champ magnétique (celui généré par la matière ionisée formant le disque) présentait du cisaillement capable de transporter le moment cinétique vers l'extérieur du disque tandis que John Hawley et al. ainsi que Axel Brandenburg et al. montrèrent en 1995 que ce mécanisme dit magnéto-rotationnel ou effet dynamo pouvait entretenir le champ magnétique.

A peu de choses près et à des degrés divers, tous ces mécanismes sont à l'oeuvre dans le disque d'accrétion d'un trou noir. Nous reviendrons plus loin sur certains détails de ces mécanismes.

Effets Doppler et gravitationnel

Autour d'un trou noir, qu'il soit en rotation comme le trou noir de Kerr ou immobile comme le trou noir de Schwarzschild (mais plutôt théorique), il est statistiquement très improbable que la matière accrétée ne soit pas un minimum en rotation suite aux interactions qu'elle subit avec d'autres corps célestes, présentant ce qu'on appelle un moment cinétique (moment angulaire). De ce fait, en raison de la conservation du moment cinétique, toute la matière que le trou noir attire par sa force gravitationnelle et son champ magnétique (voir page suivante) prend la forme d'un disque d'accrétion aplati dans le plan équatorial.

Vingt ans après le dessin de Jean-Pierre Luminet, l'astronome Chris Reynolds de l'Université du Maryland et du GSFC créa cette simulation d'un trou noir.

Comme on le voit ci-dessus, suite à l'effet gravitationnel qui dévie apparemment la trajectoire de la lumière (car en réalité la lumière suit les géodésiques de l'espace-temps) combiné à l'effet Doppler qui augmente la brillance du disque dans le sens du déplacement, on observe une déformation du disque d'accrétion, avec un côté plus brillant et une partie arrière plus ou moins relevée selon la position de l'observateur par rapport au plan du disque d'accrétion. Lorsque le trou noir est vu par le pôle, son disque forme un tore circulaire et seul un arc plus brillant apparaît du côté du déplacement du trou noir, qu'il soit de taille stellaire ou galactique.

Un trou noir attire (et absorbe) non seulement la matière contenue dans son disque d'accrétion, mais également celle qu’il parvient à attirer à longues distances par son champ gravitationnel. Depuis 2005, grâce aux travaux d'une équipe de chercheurs franco-britanniques travaillant avec Thierry Foglizzo du CEA, la zone d'influence d'un trou noir a été revue à la hausse. Ainsi, on estime que sa zone d'influence appelée le rayon d'accrétion est un million de fois plus grand que sa taille définie par l'horizon de Schwarzschild (Rs). Or jusqu'à présent beaucoup de modèles ne considéraient qu'un rayon d'accrétion de l'ordre de 100 Rs. Cette découverte signifie que les effets d'un trou noir induisent des perturbations d'entropie et de vorticité insoupçonnés dans le milieu interstellaire jusqu'à des distances considérables qui, pour les plus massifs (dont le rayon équivaut à la taille du système solaire) est supérieure à 1000 années-lumière ! On reviendra sur la dimension des trous noirs supermassifs.

A voir : Visualization: A Black Hole Accretion Disk, APOD

The Doubly Warped World of Binary Black Holes, NASA-GSFC

Global simulations of accreting black holes, P.Armitrage/C.Reynolds - Simulation Gallery, EHT

Ci-dessus, simulation des effets optiques et gravitationnels sur le disque d'accrétion d'un trou noir supermassif en rotation vu 10° au-dessus du plan du disque. Ci-dessous à gauche, même simulation vue 45° au-dessus du plan du disque. A droite, simulation des effets optiques autour d'un système binaire de trous noirs (voir la vidéo ci-dessus). Documents Chris Reynolds et Hotaka Shiokawa/CfA Harvard/EHT et NASA-GSFC.

Du disque annulaire à la fontaine

Dans une étude publiée dans "The Astrophysical Journal" (en PDF sur arXiv) en 2018, Takuma Izumi de l'Observatoire Astronomique National du Japon (NAO) et ses collègues ont étudié grâce au réseau ALMA le nuage de gaz et de poussière situé au coeur de la galaxie spirale Circinus (la galaxie du Compas alias ESO 97-G13 présentée ci-dessous), la plus proche des galaxies de Seyfert de Type II située à ~13 millions d'années-lumière. Analysé à 351 GHz (0.84 mm), au centre du disque circumnucléaire se trouve une structure annulaire (torique) qui s'étend sur environ 3 années-lumière au centre de laquelle se trouve vraisemblablement un trou noir supermassif à l'origine des émissions de cet AGN.

Image composite de la galaxie Circinus. Document NASA/ESA/STScI traitée par Judy Schmidt.

Comme on le voit sur le schéma présenté ci-dessous à gauche, un premier disque de poussière moléculaire et atomique est détectable en proche IR (maser H2O) tandis qu'une deuxième structure compacte alongée est détectable en IR moyen et lointain (NIR et FIR). Selon les chercheurs, cette seconde structure serait présente dans tous les AGN.

Pour comprendre l'origine de ces structures et leur dynamique sur base du modèle unifié des AGN, Izumi et ses collègues ont simulé le phénomène sur un superordinateur Cray XC30 ATERUI de la NOAJ.

Jusqu'à présent, les modèles théoriques établissaient des hypothèses basées sur des anneaux rigides. Mais plutôt que de partir d'hypothèses, Izumi et ses collègues se sont basés sur des équations physiques appliquée à un cas concret et ont montré pour la première fois que la circulation du gaz forme naturellement un anneau. Explications.

Comme on le voit sur le schéma présenté ci-dessous à droite, les chercheurs ont proposé un nouveau modèle de tore dynamique multiphase pour expliquer les émissions de cet objet et les deux composantes détectées par ALMA. Il y a trois régions ou structures clés : (i) des écoulements chauds et poussiéreux de faible densité dans une région inférieure au parsec, (ii) des écoulements poussiéreux froids de faible densité et une région turbulente (c'est-à-dire géométriquement épaisse) induite par les chocs dus à un manque de vent dans une région qui s'étend jusqu'à 10 pc, et (iii) un disque géométriquement mince dans une région de quelques dizaines de parsecs où le gaz et la poussière peuvent s'accumuler du fait de la faible pression dynamique du vent stellaire émis par les supernovae.

Notons que les simulations ont montré que la composante 2 est plus lumineuse que la composante 1, un effet compatible avec la prédiction de ce modèle selon laquelle la poussière froide est visible en FIR (aux longueurs d’onde submillimétriques) et Hα et est principalement située dans un disque étendu (dans un rayon de ~100 années-lumière dans le cas de Circinus II), tandis que les flux sortant poussiéreux et chauds sont prédominants dans la composante centrale à des longueurs d'onde NIR à MIR plus courtes.

En simulant l'évolution dynamique de ce système, les chercheurs ont découvert l'existence d'un courant en cycle fermé provoquant l'apparition d'une "fontaine" de gaz atomique chaud entre la région (i) et la région (ii). Non seulement le trou noir accrète de la matière (du gaz moléculaire froid) mais son disque rejète également une grande quantité de matière au-dessus du plan qui retombe sur une distance pouvant dépasser 30 années-lumière et réalimente le disque.

A gauche, schéma du parsec central analysé par ALMA à 351 GHz (0.84 mm) révélant la présence d'un disque moléculaire et atomique annulaire entourant vraisemblablement un trou noir supermassif. Au centre, coupe transversale du gaz entourant un trou noir supermassif simulé avec le supercalculateur du NAOJ. Les différentes couleurs représentent la densité du gaz et les flèches indiquent le mouvement du gaz. On voit clairement que les trois composantes gazeuses forment une structure annulaire. A droite, schéma d'un modèle d'anneau dynamique multiphase développé par T.Izumi du NAO et son équipe basé sur le modèle unifié des AGN. Voir le texte pour les explications. Documents T. Izumi et al. (2018) adaptés par l'auteur.

En résumé, en étudiant les mouvements et la distribution du gaz moléculaire froid et du gaz atomique chaud, Izumi et ses collègues ont démontré l'origine de la structure annulaire entourant les trous noirs actifs. Cette découverte imposera de réécrire les manuels d'astrophysique sur les trous noirs.

Température

 Lorsqu'un gaz tombe vers un objet compact (dans notre cas, un trou noir), généralement il perd son énergie potentielle qui se tranformee en énergie cinétique. Si la chute n'est pas interrompue, le gaz finit par atteindre l'objet compact. Si le gaz possède un moment angulaire initial, il va tomber en spirale vers le centre, la friction entre les atomes engendrant un transfert de moment angulaire. Cela entraine la formation d'un disque perpendiculaire au vecteur du moment angulaire. De plus, le gaz chauffé par la friction réémet un rayonnement correspondant localement à un corps noir de température déterminée. Que vaut cette température ?

Dans le cas où il s'agit d'un trou noir supermassif (SMBH) où le disque peut-être assimilé à un objet géométriquement fin et opaque, on obtient la relation suivante :

T(r)  µ  m1/4MSMBH1/2 (r/rs)-3/4

avec T(r) la température du disque à une distance r du centre et m, le taux d’accrétion, c’est-à-dire la quantité de matière qui tombe dans le trou noir par unité de temps.

Étant donné que ce disque est opaque, son rayonnement à une distance r correspond à celui du corps noir. Il est donc indépendant de la nature de la matière et son spectre correspond à une superposition d'émissions de corps noirs de température T et distance r déterminées.

Le rayonnement maximum du disque d'accrétion se situe dans l’UV mais il déborde de l'infrarouge jusqu'au rayons X. Comme on pouvait s'y attendre, plus on se rapproche du trou noir, plus la température augmente. Mais de manière paradoxale, à rapport r/rS fixe, la température diminue quand la masse du trou noir augmente. Comme nous l'avons expliqué, dans le cas d'un trou noir sueprmassif, ce phénomène s'explique par la diminution des forces de marée qui deviennent insignifiantes sur l'horizon des évènements.

Dans le voisinage immédiat du trou noir, la température du disque d'accrétion atteint environ 100 millions de K. Cependantr, des observations faites en rayons X montrent que le plasma de la région interne du disque dépasse 1 milliard de degrés car il est chauffé par les forces gravitationnelles (cf. B.Deufel et al., 2001).

Température du jet de plasma

Grâce à l'utilisation d'un réseau VLBI spatial comprenant un satellite et trois radiotélescopes au sol équivalent à un télescope virtuel de 171000 km de diamètre et d'une résolution de 26 μmas soit 2.7 mois-lumière, une équipe internationale de chercheurs est parvenue à mesurer la température électronique du jet du trou noir supermassif caché au coeur du quasar 3C273 : 1013 K soit 10 mille milliards de degrés ! C'est 100 fois plus élevé que la température maximale prédite et met une nouvelle fois les chercheurs au défi d'expliquer cette libération intense d'énergie non thermique qui nécessite un facteur Doppler beaucoup plus élevé que ce qui est déterminé à partir de la cinématique apparente du jet. Les résultats de cette analyse furent publiés sur "arXiv" en 2016.

Le spectre d'énergie

Le fait que le trou noir soit ou non en rotation produit un effet sur son disque d'accrétion et sur son spectre d'énergie. Selon que le trou noir tourne dans le sens horloger (rétrograde) ou anti-horloger (prograde ou sens direct), le disque d'accrétion tournera dans le même sens ou en sens opposé. Si cela paraît évident, en raison des effets du champ magnétique, cela produit des effets inattendus.

Si le trou noir est en rotation, il entraîne avec lui l'espace-temps. Comme on le voit sur l'illustration présentée ci-dessous à gauche, si le trou noir et le disque tournent en sens contraire, il se forme une cavité entre la partie interne du disque et la dernière orbite circulaire stable (orbite ISCO). Ces dernières orbites rayonnent très peu d'énergie. En revanche, si le trou noir et le disque tournent dans le même sens, du fait qu'il entraîne l'espace-temps, la relativité générale prédit que le disque peut arriver au contact de la dernière orbite stable et sera d'autant plus rapproché de l'ergosphère que le taux de rotation du trou noir sera élevé.

Dans certaines conditions observationnelles, les astrophysiciens et les radioastronomes peuvent déterminer dans quel sens tourne un trou noir et à quelle vitesse en mesurant le profil d'émission de l'énergie du disque d'accrétion. En effet, en spectroscopie on constate que les raies spectrales peuvent s'élargir pour différentes raisons dont l'une des plus importantes est provoquée par l'effet Doppler : plus le gaz est chaud plus il se déplace rapidement et plus les raies sont larges dans un rapport qui peut atteindre 100:1 vers 1 GHz.

A gauche, profil en rayons X du disque d'accrétion d'un trou noir en fonction de la structure du disque interne et du sens de rotation du trou noir. Notez la présence de raies d'émissions de basse énergie (sous 1 keV) lorsque le disque d'accrétion tourne dans le même sens que le trou noir (rotation prograde) et arrive au contact de la dernière orbite circulaire stable (ISCO). Document NASA/JPL/Caltech adapté par l'auteur. A droite, variation du spectre d'énergie d'un trou noir en fonction de son état de rotation (les valeurs sont exprimées en keV). Document NASA/GSFC adapté par l'auteur.

Ce phénomène qui est bien connu des chimistes (cf. les spectromètres de fluorescence X) est particulièrement apparent dans les raies d'émissions des atomes de fer dans le rayonnement X entre 0.1 et 100 keV. Dans ce spectre, le fer est dans un état neutre ou partiellement ionisé par fluorescence sous l'effet des rayons X durs émis par la partie interne du disque.

En analysant le continuum X d'un disque interne d'accrétion, si on observe des raies en émission uniquement au-delà de 3 ou 4 keV et donc une coupure à basse énergie, cela signifie qu'il existe une cavité centrale. Dans le cas contraire, s'il n'y a pas de coupure dans le profil X et qu'on observe un élargissement du spectre d'énergie vers la partie rouge du spectre (en dessous de 1 keV), ce qu'on appelle le "red wing", on peut en déduire à quelle distance se trouve la limite interne du disque d'accrétion car elle dépend directement du taux de rotation du trou noir. C'est de cette manière qu'avec un peu de chance on peut calculer la vitesse de rotation du trou noir.

Des simulations GRMHD confirment l'alignement de Bardeen-Petterson

Dans une étude publiée dans les "MNRAS" en 2019, une équipe internationale de chercheurs dirigée par Alexander Tchekhovskoy du centre CIERA de l'Université Northwestern a présenté les résultats de la simulation de trou noir la plus détaillée et offrant la plus haute résolution à ce jour. Cette simulation confirme des prédictions théoriques sur la nature des disques d’accrétion qui sont longtemps restées mystérieuses.

Parmi les découvertes, l'équipe d'astrophysiciens spécialisés en calcul informatique découvrit que la région la plus interne du disque d'accrétion s'aligne sur l'équateur du trou noir. Cette découverte résout une question ouverte depuis 44 ans. En effet, en 1975 le physicien John Bardeen, lauréat du prix Nobel, et l'astrophysicien Jacobus Petterson avaient soutenu que dans un trou noir en rotation, la région interne du disque d'accrétion incliné finit par s'aligner sur le plan équatorial de son trou noir.

Après des décennies de recherche pour tenter de valider cet effet Bardeen-Petterson, grâce au nouveau programme ou code H-AMR, les chercheurs ont pu simuler le disque d'accrétion le plus mince calculé à ce jour -  avec un rapport hauteur sur rayon H/R ≈ 0.03 ≈ 1.7° - autour d'un trou noir en rotation très rapide (a ≈ 0.9), en tenant compte d'une fonction de refroidissement et d'un disque initialement incliné à 10° (les disques les plus minces simulés auparavant avait un H/R = 0.05 alors qu'on sait aujourd'hui que les évènements les plus intéressants se produisent à 0.03).

A voir : Bardeen-Petterson alignment in a 10 degrees tilted disc

A gauche, coupe verticale à t = 18091 rg/c de la densité d'un disque d'accrétion incliné très mince (rapport de forme H/R = 0.03) dans une simulation GRMHD. Les parties internes du disque (|x| ≤ 5 rg) sont alignées sur l'équateur (bande horziontale) du trou noir en rotation rapide (a = 0.9). L’angle de précession crée une inclinaison "négative" vers |x| ~ 8 rg. La courbe noire épaisse montre que l'inclinaison du disque diminue progressivement vers les petits rayons avant de s'aplatir à 0° pour |x| ≤ 5 rg. C’est la première démonstration de l’alignement de Bardeen-Petterson (1975) dans une simulation GRMHD, c’est-à-dire en RG et en présence de contraintes magnétiques turbulentes à grande et à petite échelles. Les lignes magenta indiquent la limite couronne-jet (pb=1.5 ρc2) et les lignes cyan la limite disque-couronne (ρ=1.2). A droite, sections transversales du logarithme de densité ρ et du logarithme de l'amplitude de la vitesse propre γv, à t≈59500 rg/c. Les lignes de champ (noires) qui se connectent au trou noir lancent des jets relativistes (délimités par les lignes magenta à pb = 1.5 ρc2), tandis que les lignes de champ du disque génèrent un vent coronal non relativiste (la limite disque-corona est représentée par la ligne cyan à ρ=1.2). Le jet bipolaire de faible densité atteint une vitesse apparente de γv = 5c, alors que les vents sont limités tout au plus à γv ≤ c ou v ≤ 0.7c, ce qui se produit près des bords des jets. Documents M.Liska et al. (2019).

Comme on le voit sur la vidéo et les sections présentée ci-dessus, le disque se bloque sous 5 rayons gravitationnels (5 rg) et s'aligne dans le plan équatorial du trou noir. Il s'agit de la première démonstration de l'alignement de Bardeen-Petterson dans un modèle MHD tenant compte d'une viscosité générée par la turbulence magnétisée (ou magnétohydrodynamique relativiste générale, GRMHD), alors que les simulations précédentes se contentaient d'approcher les effets de la turbulence.

Comme c'est souvent le cas dans la recherche, les simulations ont longtemps été trop simplifiées car deux problèmes faisaient obstacle aux chercheurs. D'une part, les disques d'accrétion s'approchent tellement du trou noir qu'ils se déplacent dans un espace-temps déformé qui précipite la matière dans le trou noir à une vitesse astronomique. De plus, comme nous l'avons expliqué, la rotation du trou noir force l'espace-temps à tourner autour de lui. La prise en compte correcte de ces deux effets doit tenir compte des lois de la relativité générale qui prédisent comment les objets affectent la géométrie de l'espace-temps qui les entoure.

Section transversale en fin d'évolution de la densité d'un disque mince (H/R=0.03) d'une simulation GRMHD. Le disque atteint un état stable où un flux magnétique poloïdal (lignes noires) est piégé dans le disque interne. La densité maximale dans le disque à |x|~ 25 rg marque la transition du disque interne à faible densité et forte magnétisation au disque externe à haute densité et faible magnétisation. Document M.Liska et al. (2019).

D'autre part, les astrophysiciens ne disposaient pas de la puissance de calcul nécessaire pour rendre compte de la turbulence magnétique ou de l'agitation à l’intérieur du disque d’accrétion (ce n'est que depuis les années 2010 que les grands centres de calculs disposent de superordinateurs dépassant le PFLOPS, bien que NEC avait déjà développé un tel système en 1983). C'est cette agitation ou turbulence qui maintient les particules du disque ensemble dans une forme circulaire et qui fait que le gaz finit par tomber dans le trou noir. Quand on sait combien les prévisions météos sont parfois difficiles à établir, on comprendra qu'en ajoutant des effets GRMHD, prédire le comportement de la matière dans ces conditons représente un problème vraiment difficile à résoudre. C'est pourquoi les programmeurs n'ont pas été en mesure jusqu'ici de simuler des trous noirs réalistes jusqu'à ces dernières années (~2015).

Selon cette simulation, le disque présente une région interne dominée par la pression magnétique de basse densité et haute viscosité sous 25 rg qui est rapidement accrétée par le trou noir. En réalité, en raison du découplage thermique des ions et des électrons, cette région interne peut s'évaporer en un flux d'accrétion radiativement inefficace à condition, comme le pensent les chercheurs, que le temps de refroidissement soit supérieur au temps d'accrétion défini par l'ordre de viscosité effective ((αeff ~1.0). De plus, outre le fait qu'un disque très mince peut supporter un flux magnétique vertical à grande échelle tombant sur le trou noir, la simulation montre qu'il peut aussi générer de puissants jets relativistes transportant 20 à 50% de la puissance d'accrétion de la partie externe du disque incliné, ce qui pourrait expliquer l'origine des jets des quasars bruyants (radi-loud quasars). On reviendra page suivante la simulation des jets de Sgr A* par l'équipe de Tchekhovskoy.

Les chercheurs furent surpris de découvrir que même avec ces disques d’accrétion excessivement minces, le trou noir émettait toujours de puissants jets de particules et de radiations. Selon Tchekhovskoy, "personne ne s'attend à ce que ces disques produisent des jets à une aussi faible épaisseur. On s'attendait à ce que les champs magnétiques qui produisent ces jets détruisent ces disques très minces. Mais ils sont là. Et cela nous aide en fait à résoudre les mystères en suspens."

Selon Tchekhovskoy, "ces détails autour du trou noir peuvent sembler minimes, mais ils ont un impact considérable sur ce qui se passe dans la galaxie dans son ensemble. Ils contrôlent la vitesse de rotation des trous noirs et, par conséquent, quel effet ont les trous noirs sur l'entiereté de leur galaxie."

Matthew Liska de l'Université d'Amsterdam et coauteur de cette étude précise que "ces simulations ont également démontré que contrairement à ce que l'on pense habituellement, il est possible de simuler les disques d'accrétion les plus lumineux sur base de la relativité générale. Cela ouvre la voie à une nouvelle génération de simulations qui, je l'espère, résoudront des problèmes encore plus importants liés aux disques d'accrétion lumineux." Il en effet essentiel de comprendre la nature des disques d'accrétion pour comprendre comment les trous noirs évoluent et fonctionnent. L'alignement du disque affecte la manière dont les disques d'accrétion "serrent" leur trou noir. Cela a donc une incidence sur l'évolution du spin d'un trou noir au fil du temps et sur les jets qui ont un impact sur l'évolution des galaxies hôtes.

Oscillations Quasi Périodiques (QPO) et effet Lense-Thirring

L'étude du disque interne des trous noirs en rayons X grâce au télescope orbital XMM-Newton de l'ESA aidé par l'analyse spectroscopique nucléaire du télescope orbital NuStar de la NASA a permis aux chercheurs d'expliquer le phénomène de scintillement découvert dans les années 1980. A cette époque, les astronomes ont découvert que le rayonnement X provenant des trous noirs de masse stellaire fluctuait avec une période pouvant atteindre 10 secondes. Au fil des jours, des semaines et des mois, la période de scintillement se raccourcit jusqu'à atteindre 10 périodes par seconde ou 10 Hz puis, soudainement, le scintillement disparut. Ce curieux phénomène a été surnommé les "Oscillations Quasi Périodiques" mieux connu sous l'acronyme anglais QPO.

On sait aujourd'hui que ces flashes X sont détectables dans tous les trous noirs et plus facilement dans les supermassifs en raison de leur taille plus importante.

Ce rayonnement est émis par la partie interne du disque d'accrétion, c'est-à-dire une région très proche du trou noir. Dans les années 1990, les astronomes soupçonnaient que les QPOs étaient associées à des effets gravitationnels prédits par la relativité générale : le trou noir crée une sorte de vortex gravitationnel qui entraîne toute la matière et l'espace-temps alentour. A l'image d'une bille en rotation qui essaye d'évoluer dans une matière visqueuse et l'entraîne dans son mouvement, le trou noir provoque un effet Lense-Thirring ou précession relativiste (cf. page 3). Au fil du temps, l'orbite des objets gravitant autour du trou noir se décale d'un certain angle et change d'orientation. Le temps nécessaire pour que l'orbite revienne à son état initial est appelé le cycle de précession.

Fluctuations lumineuses quasi périodiques (QPO) du disque interne du trou noir H1743-322 relevées par le satellite Intégral de l'ESA entre 2005 et 2016 (concernant la date, ajouter 2400000 au Jour Julien indiqué. Voici un convertisseur de la date en JJ). Document Integral/ESA adapté par l'auteur.

Par un heureux hasard, Adam Ingram de l'Université d'Amsterdam étudie depuis 2009 le rayonnement X des binaires accrétantes (dont AR Scorpii) et notamment l'effet Lense-Thirring évoqué précédemment et les QPOs des trous noirs.

Dans le disque interne d'un trou noir se trouve un plasma chaud dans lequel les atomes sont dépouillés de leurs électrons et émettent des bouffées de rayonnement X. A mesure que le trou noir aspire cette matière, le flux interne chaud diminue au fil des semaines et des mois jusqu'à disparaître.

Ingram et ses collègues ont publié en 2009 une étude dans les "Monthly Notices Letters" de la RAS (en PDF sur arXiv) suggérant que la QPO est entraînée par la précession Lense-Thirring du flux chaud. En effet, plus le flux intérieur rétrécit, plus il s'approche du trou noir et plus l'effet Lense-Thirring s'accentue et le cycle de précession relativiste s'accélère. Mais il fallait prouver cette théorie.

Les astronomes ont donc analysé le flux interne qui émet un rayonnement de haute énergie qui frappe la matière contenue dans le disque d'accrétion, rendant les atomes de fer dans un état proche de la lumière des tubes fluorescents, état dans lequel ils émettent une raie spectrale dans le rayonnement X. Du fait que le disque d'accrétion est en rotation, la raie du fer est décalée par effet Doppler (vers le bleu pour la partie du disque s'approchant vers l'observateur et vers le rouge pour la partie s'éloignant). S'il existe un effet de précession dans le flux interne, comme on le voit sur l'illustration ci-dessous à droite, le disque doit être plus brillant dans le secteur s'approchant de l'observateur (et parfois sur la partie s'éloignant), donnant l'impression que la raie oscille d'avant en arrière au cours d'un cycle de précession. C'est ce phénomène d'oscillation qu'a détecté le satellite XMM-Newton.

A lire : Jets and Outflows in Compact Stellar Binaries (PDF), NRAO, 2012

A gauche, localisation du trou noir H1743-322 dans le Scorpion. Au centre, illustration artistique du changement de brillance de la partie interne du disque d'accrétion en raison de l'effet Lense-Thirring de précession relativiste. Ce phénomène apparaît dans l'oscillation (QPO) du flux de rayonnement émit par ce trou noir et dans l'oscillation de la raie du fer observée dans le rayonnement X. A droite, le jet émit de manière transitoire par le trou noir. Voir également l'illustration en vidéo sur YouTube. Documents S.Chaty et al. (2015), ESA/ATG Medialab et NRAO/NASA/GSFC adapté par l'auteur.

En 2016, Adam Ingram et son équipe ont publié une étude dans les "MNRAS" concernant l'observation du trou noir stellaire H1743-322. Il s'agit d'un microquasar situé à 27700 années-lumière dans la constellation du Scorpion. Le trou noir d'environ 10 M est au coeur d'un système binaire X et émet des bouffées de rayonnement X comme le montre le graphique présenté un peu plus haut. Ce trou noir émet également de manière transitoire un jet de plasma synchrotron d'une énergie supérieure à 10 TeV.

Les chercheurs ont analysé le rayonnement de ce trou noir pendant 260000 secondes (72.2 heures) avec le satellite XMM-Newton. Ils l'ont également observé pendant 70000 secondes (19.4 heures) avec le satellite NuSTAR qui confirma le vacillement de la raie du fer, et également observé une caractéristique spectrale appelée la "bosse de réflexion" (reflection hump) qui ajoute une preuve supplémentaire de la précession. Les oscillations observées de la raie du fer sont conformes aux prédictions de la relativité générale.

C'était la première fois que l'effet Lense-Thirring était mesuré près d'un corps compact et massif. A l'avenir, cette méthode d'analyse permettra aux astronomes de cartographier la matière dans les régions internes des disques d'accrétion des trous noirs. En complément, cette technique peut être utilisée pour tester les prédictions de la relativité générale dans les conditions de champs forts comme jamais auparavant, mais pour cela il faut bien comprendre comme s'organise le mouvement de la matière dans le disque d'accrétion, raison pour laquelle l'étude des QPOs doit être approfondie.

Des QPO sur l'ISCO

Le 22 novembre 2014, les astronomes ont détecté au coeur de la source ASASSN-14li située dans la galaxie PGC 043234 à près de 300 millions d'années-lumière du Soleil de remarquables émissions rayons X quasi périodiques ou QPO (voir plus haut). Ils découvrirent qu'elles étaient produites par le disque d'accrétion interne d'un trou noir supermassif en train d'absorber les débris d'une étoile. L'évènement fut décrit par l'équipe du postdoctorant Dheeraj R. Pasham du MIT dans un article publié dans la revue "Science" en 2019 (en PDF sur arXiv). Depuis, de nombreux astronomes se sont penchés sur cet évènement relativement rare pour comprendre l'origine de cette émission et mieux comprendre comment s'alimentent les trous noirs.

Illustration artistique de la partie interne du disque d'accrétion d'un trou noir supermassif. La tache allongée brillante représente une agglomération de gaz très chaud émettant d'intenses rayons X. En détectant ce rayonnement émis à la distance de l'ISCO, les astronomes peuvent estimer le taux de rotation du trou noir ainsi que sa masse et son rayon. Document NASA/CXC/M.Weiss.

L'émission de rayons X pulsée était extrêmement intense - environ 40% supérieure à la luminosité moyenne d'uu trou noir en rayons X - et présentait une période de 131 secondes et persista pendant au moins 450 jours. 

Selon les modèles, tout ce qui émet un signal périodique doit orbiter autour du trou noir. Les résultats des analyses confirment que cette émission X fut émise par une TDE située sur l'ISCO ou dernière orbite circulaire stable avant l'horizon des évènements. Compte tenu de ces paramètres, les chercheurs estiment que ce trou noir supermassif représente environ 1 million de masses solaires et tourne à environ 50% de la vitesse de la lumière (ce n'est pas très rapide car il existe des trous noirs tournant à 99% de la vitesse de la lumière).

C'est la première fois qu'une éruption X permit d'estimer le spin d’un trou noir. Les chercheurs devaient ensuite identifier la source de cette émission. Plusieurs scénarii furent proposés, mais celui qui semblait le plus susceptible de générer une émission X aussi puissante et régulière n’impliquait pas seulement un trou noir déchiquetant une étoile proche, mais également une étoile naine gravitant tout près de ce trou noir. Mais selon Pasham, une étoile naine blanche gravitant à proximité d'un trou noir supermassif relativement inactif n'aurait pas suffit pour générer le moindre signal détectable. De plus, à cette distance la naine blanche aurait été invisible aux télescopes. Il a donc fallut qu'un autre phénomène se manifeste pour produire cette émission X durant plus d'un an.

Evolution à long terme des émissions pulsées X émises en 2014-2015 par la source ASASSN-14li. Les traits verticaux bleux sont les périodes d'obervations du satellite XMM-Newton. La ligne verticale en pointillé rouge correspond aux données de Chandra/ACIS. Document D.Pasham et al. (2018).

Voici ce qui s'est vraisemblablement produit. Vers le 22 novembre 2014, une deuxième étoile passa suffisamment près du trou noir pour générer une TDE qui émit une quantité importante de rayons X suite à l'intense énergie libérée par le gaz chauffé à blanc. Certains débris stellaires sont tombés dans le trou noir, tandis que d’autres sont restés juste à l’extérieur, sur l'ISCO, la même orbite que celle sur laquelle se trouvait la naine blanche. Lorsque celle-ci est entrée en contact avec ce gaz chaud, elle fut littéralement enflammée et s'est déchiquetée, libérant un intense flux de rayons X à chaque fois qu'elle accomplissait une rotation autour du trou noir, soit toutes les 131 secondes. Finalement, au bout de 450 jours, elle disparut sous l'horizon des évènements et fut absorbée par la singularité.

Les scientifiques admettent qu'un tel scénario est extrêmement rare et ne dure jamais plus de quelques centaines d'années au maximum. Les chances de détecter un tel phénomène sont donc extrêmement minces. Selon Pasham, "le problème avec ce scénario est que pour un trou noir d'au moins 1 million de masses solaires autour duquel gravite une naine blanche, à un moment donné, sur une période de quelques centaines d'années seulement, la naine blanche sera engloutie dans le trou noir. Nous aurions donc été extrêmement chanceux de découvrir un tel système. Mais au moins en ce qui concerne ses propriétés, ce scénario semble fonctionner."

Le principal résultat de cette observation est qu’elle montre qu’il est possible qu'une TDE limite le taux de rotation d’un trou noir. À l'avenir, les astronomes espèrent identifier d'autres QPO similaires dans des trous noirs situés plus loin dans le temps et l'espace. Cela permettra d'estimer les taux de rotation de plusieurs trous noirs à différentes époques de l'évolution de l'Univers afin de déterminer s'il existe ou non une relation entre la vitesse de rotation et l'âge des trous noirs.

Gargantua

Le film "Interstellar" de Christopher Nolan (2014) nous a donné un aperçu très réaliste des effets d'un vol relativiste près d'un trou noir grâce aux conseils scientifiques de Kip Thorne, notamment des effets de la relativité sur les distances parcourues, sur la gravité d'un trou noir, sur les effets optiques et le temps relatif écoulé. Le film évoqua également les conséquences psychologiques et affectives à travers les émotions ressenties par les différents personnages selon qu'ils subissent ou non les effets relativistes et les conséquences de l'isolement. Bien que le scénario reste hollywodien et dans le style des films de Steven Spielberg (qui est à l'origine du scénario original), c'est le premier film de divertissement qui décrit avec autant de précision et de réalisme un trou noir supermassif et les phénomènes qui lui sont associés (sauf la fin du film entièrement spéculative).

A voir : Interstellar – Building A Black Hole – Official Warner Bros. 

A lire : Visualisation réaliste d'un trou noir et le film Interstellar, K.Thorne et al., 2016

Gravitational lensing by spinning black holes in astrophysics, and in the movie Interstellar

Simulations du trou noir supermassif "Gargantua" extraites du film "Interstellar" de Christopher Nolan (2014) et basées sur les conseils du physicien théoricien Kip Thorne. Ce trou noir est en rotation dans le sens anti-horloger ou prograde et vu de profil, légèrement au-dessus du plan du disque d'accrétion. En raison des effets optiques induits par l'intense champ gravitationnel qui courbe les rayons lumineux (en apparence) et déforme l'image, la partie arrière du disque apparaît au-dessus du trou noir et sa face inférieure apparaît en dessous du disque (cf. ce schéma), d'où la formation de cet épais anneau lumineux qui encercle le fin liséré de la sphère de photons ou gloire. Sur l'image de droite, le scénariste a ajouté une planète en orbite autour du trou noir. En raison des effets de la relativité, rien qu'un aller-retour entre le point d'observation et la planète située à quelques centaines de milliers de kilomètres vous fait viellir de plusieurs décennies par rapport aux personnes qui sont restées à bonne distance et n'ont pas subit le "ralentissement du temps". La vidéo et l'article ci-dessus décrivent en détails les différents effets optiques et gravitationnels. Documents Paramount Pictures/Warner Bros Pictures.

Luminosité d'Eddington et taux d'accrétion

A mesure qu'il accrète de la matière, un trou noir devient de plus en plus massif et grossit démesurément (le rayon de son horizon croît proportionnellement à sa masse) mais il y a tout de même une limite au-dessus de laquelle il ne peut plus accumuler de matière : c'est la limite d'Eddington.

Pour rappel, cette limite déjà entrevue à propos des étoiles géantes et des étoiles neutrons définit dans le cas d'un trou noir le seuil au-delà duquel l'énergie dégagée par la matière tombant vers la singularité est capable de freiner la quantité de matière tombant vers le trou noir. En d'autres termes, la luminosité d'Eddington représente la valeur maximale au-dessus de laquelle la pression de radiation est capable de compenser la force de la gravitation. Passé ce niveau, la luminosité est tellement élevée qu'elle empêche l'accrétion de matière vers le trou noir; il a atteint sa masse maximale. Cette luminosité d'Eddington est proportionnelle à la masse du trou noir.

Dans le cas du Soleil, la luminosité d'Eddington vaut 33000 fois sa luminosité actuelle. La formule approchée est la suivante :

Lmax = 3.3 x 104 (M / M) L

Si la masse du trou noir galactique est comprise entre 1 et 100 millions de fois celle du Soleil, Lmax atteint des valeurs supérieures à 100 milliards, comprises entre 1011-1013 L, typique des quasars et surtout des ULIRG (des galaxies ultra lumineuses en infrarouge).

En 2015, l'astronome Andrew King de l'Université de Leicester confirma que cette masse maximale est de l'ordre de 50 milliards de masses solaires mais peut atteindre 270 milliards de masses solaires dans les cas extrêmes, par exemple lorsque le trou noir est animé d'une vitesse de rotation maximale et prograde (dans le sens anti-horloger, comme c'est le cas de la plupart des planètes du système solaire).

Comme nous le verrons (cf. page 9), à ce jour le trou noir le plus massif "pèse" environ 66 milliards de masses solaires (celui situé au coeur du quasar TON 618) et présente une luminosité d'Eddington de l'ordre de 1050 erg/s, très proche de la luminosité maximale bolométrique (mesurée sur l'ensemble du spectre) mesurée dans les AGN les plus brillants et les plus vastes.

On trouve le taux d'accrétion maximum ou taux d'accrétion d'Eddington dans les trous noirs présentant un moment cinétique et donc en rotation (trou noir de Kerr) où l'efficacité d'accrétion peut atteindre 42% (contre 0.7% dans une étoile, cf. cet article).

En théorie, un trou noir peut grossir au-delà de la luminosité d'Eddington par des mécanismes "non lumineux" comme par exemple une fusion avec un autre trou noir mais il ne pourra plus devenir un accréteur lumineux. En revanche, on pourra le détecter par d'autres méthodes comme l'effet des lentilles gravitationnelles.

De plus en plus de chercheurs pensent que les trous noirs peuvent outrepasser le taux d'accrétion définit par la limite d'Eddington. Dans une étude publiée en 2015 (dont voici la version PDF), Kara Erin de l'Université du Maryland et ses collègues ont montré qu'un trou noir pouvait attirer la matière d'une étoile à un taux 100 fois supérieur au maximum autorisé par la limite d'Eddington. Ainsi, dans le cas du trou noir Swift J1644+57 étudié depuis 2011 et pesant quelques millions de masses solaires, il semble qu'il ait dépassé la limite d'Eddington car on observe que la plus grande partie du rayonnement est engloutie dans une direction privilégiée. De plus, la matière est attirée vers le trou noir à un taux très élevé sans être entravée par l'intense pression de radiation qui s'en dégage. Pour l'heure, la cartographie X n'a pas encore permis de mesurer son spin ni de caractériser toutes ses propriétés mais il suffirait qu'il absorbe une grande quantité de matière pour qu'on puisse préciser cette hypothèse. Ce n'est qu'une question de temps.

Prochain chapitre

Le champ magnétique autour d'un trou noir

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