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Trous noirs supermassifs primordiaux. Quel âge ont-ils?

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Je sais que les astronomes ont détecté des trous noirs supermassifs dans l'univers primitif. Quel était l'âge de l'univers auquel ces trous noirs ont été détectés ? En d'autres termes, combien de temps faut-il pour que ces trous noirs supermassifs se forment et quels sont les mécanismes par lesquels ils se sont formés, à part les étoiles supermassives ?


Les premiers trous noirs supermassifs doivent avoir été formés plus tôt qu'environ 750 millions d'années après le big bang, car il existe des preuves de quasars lumineux avec des décalages vers le rouge allant jusqu'à 7 et avec des trous noirs probables d'un milliard de masses solaires ou plus en leurs centres (par exemple Momjian et autres (2013).

Les mécanismes candidats pour produire de tels objets dans un court laps de temps sont l'accrétion hyper-Eddington sur des graines de trous noirs stellaires ; l'effondrement direct de gros nuages ​​de gaz primordiaux en trous noirs ; ou la fusion de trous noirs de la taille d'étoiles en amas denses, suivie d'une accrétion de gaz. Ces possibilités sont examinées de manière accessible par Smith, Bromm & Loeb (2017).


L'observation des galaxies anciennes fournit de nouveaux indices sur la formation des trous noirs supermassifs

Par Nicole Karlis
Publié le 11 octobre 2020 à 19h30 (HAE)

Image d'un amas de galaxies du champ ultra-profond de Hubble (NASA)

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Peut-être que le vieil adage « nous sommes mieux ensemble » s'applique également au fonctionnement interne de l'univers. Le 1er octobre, les astronomes ont annoncé avoir trouvé un trou noir géant entouré de protogalaxies qui remontent au premier univers, comme à l'époque où il avait moins d'un milliard d'années.

La découverte a été faite avec l'aide du très grand télescope de l'Observatoire européen austral (ESO) et les résultats ont été publiés dans la revue Astronomy & Astrophysics.

C'est la première fois qu'un regroupement serré est observé si peu de temps après le Big Bang. Les astronomes espèrent que cette découverte nous aidera à mieux comprendre comment les trous noirs supermassifs se sont formés et ont grandi si gros et si rapidement. Dans une déclaration de l'ESO, les astronomes affirment que cette découverte soutient la théorie selon laquelle les trous noirs se développent rapidement dans des structures en forme de toile. Selon cette théorie, c'est parce qu'ils ont besoin de beaucoup de gaz pour les alimenter.

"Cette recherche était principalement motivée par le désir de comprendre certains des objets astronomiques les plus difficiles - les trous noirs supermassifs de l'Univers primitif", Marco Mignoli, astronome à l'Institut national d'astrophysique (INAF) de Bologne, en Italie, et auteur principal des nouvelles recherches publiées aujourd'hui dans Astronomy & Astrophysics, a déclaré dans un communiqué. "Ce sont des systèmes extrêmes et à ce jour, nous n'avons eu aucune bonne explication de leur existence."

Les nouvelles observations révèlent qu'il existe plusieurs galaxies entourant un trou noir supermassif situé dans une toile cosmique dans laquelle le gaz s'étend sur une zone de plus de 300 fois la largeur de la galaxie de la Voie lactée.

"Les filaments de la toile cosmique sont comme des fils de toile d'araignée", a expliqué Mignoli. "Les galaxies se dressent et se développent là où les filaments se croisent, et des flux de gaz - disponibles pour alimenter à la fois les galaxies et le trou noir supermassif central - peuvent s'écouler le long des filaments."

La lumière de cette toile d'araignée cosmique nous est parvenue depuis une époque où l'univers avait 0,9 milliard d'années. (À titre de comparaison, l'univers a actuellement 13,77 milliards d'années.)

"Notre travail a placé une pièce importante dans le puzzle largement incomplet qu'est la formation et la croissance d'objets aussi extrêmes, mais relativement abondants, si rapidement après le Big Bang", co-auteur Roberto Gilli, également astronome à l'INAF de Bologne, dit dans un communiqué.

Les astronomes pensent que les tout premiers trous noirs se sont développés très rapidement, pour atteindre des masses d'un milliard de soleils au cours des premiers 0,9 milliard d'années de la vie de l'Univers. Cependant, les astronomes ont longtemps eu du mal à expliquer comment ces grandes quantités de carburant ont aidé ces trous noirs à se développer si rapidement, dans des tailles si énormes, en si peu de temps, selon les normes de l'univers. Les astronomes pensent maintenant que la "toile d'araignée" cosmique et les galaxies qu'elle contient contiennent suffisamment de gaz pour fournir le carburant dont un trou noir a besoin pour croître énormément si rapidement. La façon dont ces structures en forme de toile se sont formées pour la première fois reste un mystère, mais les scientifiques soupçonnent que les halos massifs de matière noire sont la clé d'une meilleure compréhension.

"Notre découverte soutient l'idée que les trous noirs les plus éloignés et les plus massifs se forment et se développent dans des halos massifs de matière noire dans des structures à grande échelle, et que l'absence de détections antérieures de telles structures était probablement due à des limitations d'observation", Colin Norman de l'Université Johns Hopkins de Baltimore, également co-auteur de l'étude, a déclaré dans un communiqué.

Ces galaxies sont parmi les plus faibles observées par les télescopes actuels, ce qui amène les astronomes à croire qu'il y a tellement plus à découvrir.

"Nous pensons que nous venons de voir la pointe de l'iceberg, et que les quelques galaxies découvertes jusqu'à présent autour de ce trou noir supermassif ne sont que les plus brillantes", a déclaré la co-auteure Barbara Balmaverde, astronome à l'INAF de Turin, en Italie, dans une déclaration.

Avi Loeb, président du département d'astronomie de Harvard, a déclaré à Salon par courrier électronique que la concentration de galaxies était "au voisinage d'un quasar lumineux lorsque l'univers avait environ un milliard d'années".

"Le quasar brillant est alimenté par l'arrivée de gaz sur un trou noir massif, pesant plus d'un milliard de soleils", a déclaré Loeb à Salon. "Trouver un tel trou noir monstrueux est similaire à voir un bébé géant, de la taille d'un adulte, dans une salle d'accouchement, la seule façon dont il peut se former si tôt est à l'intérieur d'une galaxie plus massive que la Voie lactée, qui le nourrit d'un énorme quantité de gaz froid."

Loeb a ajouté que "de telles galaxies sont extrêmement rares dans l'univers primitif et ne peuvent être assemblées que dans les environnements les plus denses où les objets se condensent beaucoup plus tôt que dans le reste de l'Univers".

"En conséquence, on s'attend à ce que l'environnement du quasar soit plus dense que la moyenne avec une concentration de galaxies supplémentaires", a déclaré Loeb. "Et c'est exactement ce que l'équipe de Mignoli a trouvé."


D'énormes trous noirs « primordiaux » – plus gros que les trous noirs supermassifs – peuvent exister, selon une étude

Les soi-disant "trous noirs extraordinairement grands" sont soupçonnés d'être de véritables corps célestes anciens qui se sont peut-être formés bien avant les galaxies.

Alors que les scientifiques ont déjà découvert des trous noirs supermassifs (SMBH) avec des masses allant jusqu'à dix milliards de fois celles de notre propre Soleil, une nouvelle étude audacieuse suggère que des corps célestes encore plus gros pourraient exister.

Selon phys.org, l'étude - menée par le professeur émérite de la reine Mary Bernard Carr de l'École de physique et d'astronomie, en collaboration avec F. Kuhnel (Munich) et L. Visinelli (Frascati) - se concentre sur la façon dont ces soi-disant "noirs incroyablement grands trous" (SLABs) se forment et dans quelle mesure ils pourraient se développer.

On pense que les trous noirs supermassifs se forment dans leurs galaxies hôtes et se développent en dévorant la matière de leur environnement ou en fusionnant avec d'autres trous noirs. Les chercheurs proposent que les SLABs « pourraient être 'primordiaux', se formant dans l'Univers primitif, et bien avant les galaxies », comme le dit phys.org.

Alors que le mécanisme de formation suspecté des trous noirs supermassifs suggère une certaine limite supérieure à leur masse - "un peu au-dessus de dix milliards de masses solaires" - les trous noirs "primordiaux" proposés ne sont pas le produit d'un effondrement d'étoiles et leur masse pourrait varier de "très petit" à "extraordinairement grand", ajoute le média.

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Frontières et controverses en astrophysique

Chapitre 1. Trous noirs supermassifs et ondes gravitationnelles [00:00:00]

Professeur Charles Bailyn : D'accord, c'est le dernier cours de la section sur les trous noirs et la relativité. Je dois dire que cette section particulière du cours est allée dans une direction à laquelle je ne m'attendais pas vraiment. Nous avons fait un peu plus d'approfondissement dans la théorie. Nous n'avons pas fait autant sur les objets réellement observés. Ce n'est pas une chose si terrible. Je suis assez content de ça. Je veux juste souligner quelques points qui figuraient dans le programme et auxquels nous n'avons pas pu accéder, car ce sont des choses très intéressantes. Vous pouvez les rechercher sur le site Web du petit trou noir et découvrir toutes sortes de choses à leur sujet.

Et l'un d'eux est qu'il existe une catégorie de ce qu'on appelle les trous noirs supermassifs. J'ai mentionné les trous noirs qui viennent des étoiles, et j'en parlerai beaucoup plus aujourd'hui. Mais je ne pense pas que j'aurai l'occasion de parler des trous noirs supermassifs. Ce sont des trous noirs qui vivent au centre des galaxies et peuvent avoir des masses de centaines de milliers, de millions, parfois même de milliards de fois la masse du Soleil. Donc, des trous noirs très massifs au centre des galaxies, y compris notre propre galaxie, soit dit en passant.

Et c'est le gaz qui tombe dans ces trous noirs qui alimente les quasars. Nous avons vu un quasar à lentille gravitationnelle l'autre jour. Ce sont des sources d'émission très puissantes qui sont situées au centre des galaxies, parfois appelées noyaux galactiques actifs, et elles sont causées par ces trous noirs très massifs. Donc, c'est une chose à laquelle nous n'allons probablement pas arriver.

Une autre chose est que j'avais à l'origine l'intention de parler un peu des ondes gravitationnelles. J'ai mentionné cela dans le contexte du fait que l'émission de ces ondes fait que les périodes orbitales de choses comme le pulsar binaire, et en fait toutes les orbites, en principe, deviennent progressivement plus courtes. La période orbitale, le demi-grand axe, se raccourcit progressivement. Mais il y a aussi l'espoir que cela n'a pas encore été fait que vous puissiez détecter ces ondes directement, que vous puissiez fabriquer une sorte de télescope qui observerait réellement les ondes gravitationnelles. C'est maintenant en cours. Il n'a pas encore réussi. Ainsi, ceux-ci peuvent, en principe, être directement détectés. Cela n'a pas encore été fait, mais ce sera bientôt, je pense.

Il existe quelque chose appelé Laser Interferometer Gravity Observatory, en abrégé LIGO, qui est essentiellement un morceau de métal d'un kilomètre de long, dont la longueur peut être mesurée à une fraction de la taille d'un atome. Et lorsqu'une onde gravitationnelle passe dessus, ce à quoi vous vous attendez, c'est que vous devriez voir la chose devenir légèrement plus longue et légèrement plus courte à mesure que la vague la survole. Le problème avec ceci est que l'effet du passage des camions sur des autoroutes distantes de dix milles est plusieurs fois plus important que l'effet du passage des ondes gravitationnelles. Et donc, ce qu'ils ont fait, c'est qu'ils ont construit deux de ces choses, une dans l'État de Washington et une en Louisiane. Et le plan est de les faire fonctionner simultanément, afin que vous puissiez voir que les choses qui se produisent dans les deux endroits pourraient être attribuables à une source cosmique.

Il y a tout un tas d'autres choses pour en parler. C'est une expérience fabuleuse, et comme je l'ai dit, nous n'aurons probablement pas l'occasion d'en parler en détail. Mais vous pouvez aller sur le site Web du trou noir, qui contient des liens vers toutes sortes d'autres choses. Et vous pouvez, s'ils y parviennent, que quelqu'un remporte le prix Nobel, et ainsi, vous pourrez le découvrir en le lisant dans le journal dans cinq ans environ. Oui?

Élève: Donc, je suis désolé que vous ayez mentionné les trous noirs supermassifs. Les avez-vous déjà observés directement ?

Professeur Charles Bailyn : Avons-nous déjà observé directement un trou noir supermassif ? Cela dépend de ce que vous entendez par « observer directement ». Par définition, vous ne pouvez pas observer directement un trou noir. Nous déduisons leur présence presque exactement de la même manière que nous déduisons la présence des petits trous noirs, dont je vais parler maintenant, à savoir, en regardant les choses orbiter autour d'eux. Et donc, fondamentalement, ce que vous, par exemple, au centre de notre propre galaxie, il y en a un, je pense qu'un million, 3 millions, je ne me souviens pas, un certain nombre de millions de masses solaires de choses juste au centre de la galaxie. Vous pouvez le dire à cause des orbites des étoiles les plus proches, qui n'émettent aucun rayonnement. Et donc, il y a quelque chose là-bas qui est extrêmement massif et totalement sombre. Et nous savons que c'est vrai en observant les orbites des étoiles proches.

Et nous pouvons effectivement effectuer ce même genre d'observation dans les centres d'autres galaxies. Et pour autant que nous puissions en juger, il y a un de ces trous noirs supermassifs au milieu de chaque galaxie importante. Et c'est en fait l'une des réalisations de ce type d'astronomie au cours des douze dernières années, ou alors, il faut le démontrer dans chaque cas, pour lequel nous avons suffisamment de données, il semble y avoir quelque chose d'invisible extrêmement massif, en bas dans au milieu de ces choses. Et il y a d'autres raisons de penser que ce sont en fait des trous noirs, plutôt que, vous savez, cent millions d'étoiles à neutrons, ou quelque chose d'idiot comme ça. Et donc, nous sommes à peu près convaincus, à présent, que ces choses vivent au centre des galaxies, et nous sommes tout à fait convaincus qu'il y en a une au milieu de notre propre galaxie. Oui?

Élève: Pourquoi sont-ils au milieu de toutes les galaxies ?

Professeur Charles Bailyn : Pourquoi sont-ils au milieu de toutes les galaxies ? C'est en fait un peu un mystère. Comment ces choses sont faites n'est pas clair. Il est assez clair comment la masse stellaire, les dix masses solaires, sont fabriquées. C'est l'effondrement d'une seule étoile. Comment ces choses se construisent, comment elles grandissent, d'où elles viennent en premier lieu, est un peu moins clair que pour la masse stellaire.

Il y a des travaux récents qui suggèrent que la toute première génération d'étoiles était assez massive, des milliers de masses solaires, plutôt que des étoiles d'une seule masse solaire, ou quelque chose comme ça. Et peut-être que cette première génération d'étoiles s'est effondrée dans des milliers de trous noirs de masse, puis tout un tas d'entre elles se sont heurtées et sont tombées au centre des galaxies. Mais je dois dire qu'il n'est pas tout à fait clair d'où viennent ces choses supermassives. Contrairement à la situation avec dix trous noirs de masse solaire, où nous avons, sinon une théorie détaillée, du moins, une bonne idée de l'histoire générale de leur origine.

Chapitre 2. Relativité à champ fort [00:07:15]

D'accord. Donc, c'est de cela que nous n'allons pas parler. Alors, maintenant, permettez-moi de parler de ce dont nous allons parler. Une sorte de méta-conférence, je suppose. Voyons voir, la dernière fois que j'ai parlé du pulsar binaire. Et c'était un exemple d'un test très détaillé de la relativité post-newtonienne. Et ce dont je veux parler maintenant, c'est de la relativité en champ fort. Des effets relativistes qui n'ont rien à voir avec la théorie newtonienne, qui sont totalement différents, et qui se produisent ensuite lorsque vous êtes vraiment, très proche d'un horizon des événements, ou dans un autre type de situation drastique.

Alors, voici le plan, voici comment vous feriez pour tester les prédictions de la relativité des champs forts ? Eh bien, la première chose que vous voulez faire est de trouver un trou noir. Pas seulement parler d'eux mais, vous savez, être capable de pointer dans le ciel où se trouve l'un d'eux.Et puis, vous aimeriez l'étudier et découvrir si cette chose que vous pensez être un trou noir se comporte réellement comme la relativité générale le prédirait pour un tel objet. Et, en particulier, il y a cette prédiction très forte de la relativité qu'une telle chose n'aurait pas de surface. Qu'il y aurait un horizon événementiel vers lequel les choses disparaîtraient, pas une surface d'aucune sorte. Et donc, ce dont je veux parler aujourd'hui, ce sont ces deux étapes.

Et, l'histoire commence à la fin des années 1960, au milieu des années 1960, lorsque les premières observations astronomiques de rayons X ont été faites. Cela commence donc par l'astronomie aux rayons X. L'une des caractéristiques de l'astronomie depuis un demi-siècle environ, c'est que, vous savez, dans les années 1950, il y avait eu beaucoup d'astronomie, mais tout avait été fait à la lumière optique, avec des télescopes optiques. Et l'histoire de l'astronomie au cours des cinquante dernières années a été essentiellement l'une après l'autre de différents types de rayonnement électromagnétique, et non optiques - autre que la lumière optique, ont été progressivement ouverts.

Le premier d'entre eux était la radioastronomie. Et donc, tout d'un coup, les gens pointent des radiotélescopes vers le ciel, et ils découvrent toutes sortes de choses, dont, par exemple, les pulsars, dont nous avons parlé la dernière fois.

La partie suivante du spectre électromagnétique qui a été ouverte était les rayons X. Maintenant, il y a un problème avec les observations aux rayons X, c'est que les rayons X ne traversent pas l'atmosphère. L'atmosphère est complètement opaque aux rayons X. C'est une bonne chose. Le Soleil émet des rayons X, et vous ne voudriez pas être dans un endroit dans lequel vous n'avez pas d'atmosphère pour absorber les rayons X sur le chemin de vous-même. Vous avez immédiatement un cancer de la peau. Et donc, le fait que l'atmosphère absorbe les rayons X est bon pour tout le monde, sauf pour les astronomes en rayons X, car cela rend difficile ce genre d'observations. Donc, cela n'a commencé qu'au moment où vous pouviez mettre des satellites en orbite en dehors de l'atmosphère et les équiper de détecteurs de rayons X, essentiellement des compteurs Geiger.

On parle beaucoup ces jours-ci de retourner sur la Lune. Et l'un des très rares avantages scientifiques d'une colonie lunaire est que vous pouvez faire de l'astronomie aux rayons X au sol. Et donc, vous savez, vous imaginez un amateur dans son jardin, vous savez, avec une sorte de compteur Geiger dans une canette de café, ou quelque chose du genre, sortant et observant les rayons X du ciel. Et je pense que ce serait une bonne chose, mais je m'éloigne du sujet.

Voyons, l'astronomie aux rayons X, oui, dans les années 1960. Ainsi, ils envoient des compteurs Geiger sur des satellites et des télescopes à rayons X de plus en plus sophistiqués au fil des ans. Et ils ont découvert quelque chose auquel ils ne s'attendaient pas. À savoir, c'est maintenant dans les années 1960 également, à peu près au même moment où les pulsars ont été découverts. Ils découvrent également des sources de rayons X très puissantes. Et il y a beaucoup d'énergie qui sort de ces choses, des milliers de fois, voire des centaines de milliers de fois, le rayonnement que le Soleil émet. Rayonnement et de ces sources de rayons X, essentiellement tous sous forme de rayons X. Il y a de petites quantités de rayonnement optique, radio, d'autres types de rayonnement, mais fondamentalement, ce sont des étoiles émettant des rayons X. Ce sont des étoiles qui émettent d'énormes quantités de luminosité aux rayons X, et pas grand-chose d'autre. Et ils sont très, très, très puissants.

Et donc, les gens se sont demandé ce que c'était. Ceux-ci étaient inattendus. Personne n'avait prédit que ce serait là. Et alors qu'ils commençaient à réfléchir à ce que pourraient être ces choses, ils se sont rendu compte, eh bien, qu'est-ce que la radiographie ? Un rayon X est un photon très énergétique, une lumière de très courte longueur d'onde donc, chacun des photons porte un gros coup de poing. Ce sont donc des photons énergétiques. Et plus le rayonnement émis est énergétique, en termes généraux, plus le matériau qui l'émet doit être chaud, juste pour augmenter l'énergie dont vous avez besoin.

C'est pourquoi les objets ordinaires à température ambiante brillent dans l'infrarouge. Si vous les chauffez, ils commencent à des milliers de degrés. Les choses commencent à briller dans le rouge. Vous les chauffez encore plus, vous obtenez une lumière blanche, une lumière bleue. Si vous montez les choses à des centaines de milliers de degrés, vous commencez à recevoir des rayons ultraviolets. Et il s'avère que pour obtenir des rayons X, vous devez avoir des objets qui ont été chauffés à des millions de degrés.

Ainsi, les photons énergétiques proviendraient d'une température élevée, ce que je veux dire, vous savez, un million de degrés, environ. En revanche, le Soleil et d'autres étoiles similaires ont une température de surface d'environ 6 000 degrés. C'est assez chaud pour briller dans l'optique, mais pas assez pour générer un grand nombre de rayons X. Et vous pouvez également aller plus loin et dire, vous pouvez déterminer la quantité de rayonnement qui devrait provenir d'un volume donné de millions de degrés, quel qu'il soit.

Et vous découvrez qu'en combinant la température et la luminosité, il y a une petite formule que je n'écrirai pas, qui vous dit quelle doit être la taille de la chose pour émettre autant de rayonnement. Si le Soleil était cinq fois plus gros, il émettrait 5 2 rayonnements de plus. Et il s'avère que si vous combinez ces éléments, la région émettrice est petite et beaucoup plus petite qu'une étoile ordinaire.

Il y a un autre argument, un argument complètement différent, selon lequel tout ce qui émet ces rayons X doit être petit, qui est le suivant : la luminosité de ces choses varie. Donc, aussi, voici un deuxième argument. La luminosité varie et elle varie rapidement, des centaines de fois par seconde. Des centaines, donc, sur des échelles de temps de 1/100e de seconde, la luminosité de ces choses peut varier d'un facteur 2, voire plus.

Maintenant, cela vous indique immédiatement que la taille de la région qui émet le rayonnement doit être inférieure à 1/100e de seconde-lumière. Parce que, imaginez ici une chose qui émet des radiations. Et donc, il y a, vous savez, des photons qui partent dans toutes les directions. Et vous êtes en quelque sorte ici en train de regarder la chose. S'il change soudainement de luminosité, vous verrez le changement de luminosité de la partie avant de l'objet avant de voir le changement de luminosité de cette partie de l'objet, car cette partie de l'objet a moins de distance à parcourir pour vous rejoindre . Et donc, le temps qu'il faut à la lumière pour passer d'un côté de cet objet à l'autre est une sorte de temps minimum que vous vous attendriez à pouvoir voir un changement de luminosité.

Maintenant, vous pouvez demander, et si juste ce petit morceau devenait plus lumineux ? Eh bien, alors, ce petit morceau ferait mieux d'émettre essentiellement tout le rayonnement que vous voyez quand il s'agit de toute la luminosité accrue du rayonnement que vous voyez. Et donc, alors, vous appliquez simplement ce même argument à ce petit morceau. Et donc, la taille de celui-ci doit être inférieure à 0,01 seconde-lumière.

Chapitre 3. Rayons X des étoiles binaires [00:17:01]

Maintenant, la lumière est de 3 x 10 8 mètres par seconde. Donc, la taille de ces choses doit être inférieure à 3 x 10 6 mètres. C'est moins que quoi? 3000 kilomètres. C'est quelque chose qui, donc, tout ce rayonnement, des milliers de fois le rayonnement que vous voyez du Soleil, tout cela dans les rayons X doit provenir de quelque chose qui est considérablement plus petit que la Terre. Et, en fait, certaines de ces choses varient sur des échelles de temps encore plus petites que cela. Donc, beaucoup d'énergie, très petit objet. Cela vous oriente, encore une fois, vers les étoiles à neutrons, car elles peuvent avoir un impact considérable dans un volume relativement petit. Et au fur et à mesure que ces objets étaient étudiés de plus en plus, une image de ce qu'ils étaient réellement est apparue. Et ce sont des choses qu'on appelle des étoiles binaires à rayons X. « Binaire », ce qui signifie une étoile double – deux étoiles en orbite l'une autour de l'autre. Et l'idée, ici, est que l'une de ces étoiles est une sorte d'étoile ordinaire comme le Soleil, a une forme un peu bizarre, que j'expliquerai dans une minute.

Donc, c'est une sorte d'étoile relativement ordinaire. Et l'autre étoile du système autour de laquelle elle orbite est, eh bien, le terme générique est « objet compact », dont un exemple serait une étoile à neutrons, ou potentiellement un trou noir. Et l'affaire est que ces gars sont en orbite si près les uns des autres que si vous regardez la force gravitationnelle sur un atome de gaz à ce point de l'étoile–

Oh, je devrais dire, la raison pour laquelle l'étoile a cette forme étrange est qu'elle est énorme, c'est essentiellement une marée. Cela tire une partie de l'étoile vers elle et cela déforme la forme ordinairement sphérique. Et donc, vous obtenez ce genre de chose en forme de larme. Et si vous analysez les forces gravitationnelles sur un atome de gaz, ici, il est tiré dans deux directions. Il est tiré vers le bas par la gravité de l'étoile ordinaire. Mais il est également entraîné dans l'autre sens par la force gravitationnelle de cette autre chose, quelle qu'elle soit. Et à cet endroit, en quelque sorte, en forme de larme, ici, ce pic ici, la gravité vers l'objet compact est plus grande. Et cela signifie que la surface de ce point particulier sur la surface de l'étoile ordinaire, en fait, ce matériau est retiré de l'étoile et tiré sur l'objet compact. Ce qui se passe en quelque sorte, c'est qu'il entre en orbite et finit par orbiter autour de l'objet compact.

Donc, vous avez un flux de gaz, et toutes ces choses se retrouvent dans un grand disque de matière, ici, appelé un disque d'accrétion. Et donc, en gros, le gaz se met en orbite autour de l'objet compact. Maintenant, vous savez quelque chose sur les orbites. Ceux-ci sont parfaitement ordinaires & chaque atome a sa propre petite orbite. Les orbites sont des orbites parfaitement ordinaires, qui peuvent être décrites par l'ensemble habituel d'équations. Et une chose que vous savez à ce sujet, c'est que les orbites intérieures vont plus vite que les orbites extérieures. Et donc, si vous imaginez deux morceaux de gaz, en quelque sorte, juste à côté l'un de l'autre, l'un à l'intérieur de l'autre, l'intérieur doit aller plus vite. Et ainsi, ils frottent les uns contre les autres, les différentes parties du gaz.

Ainsi, ce gaz génère de la friction, et la friction fait deux choses. Tout d'abord, il chauffe les choses. Et d'où vient l'énergie pour cette chaleur ? Il extrait de l'énergie de l'orbite, ce qui, à son tour, fait entrer le gaz en spirale. Ainsi, le gaz dans ce disque se transforme progressivement en spirale. Comme il le fait, il crée beaucoup de chaleur, génère beaucoup de rayonnement. Et ce qui a été démontré au début des années 1970, c'est que les parties internes d'un tel disque d'accrétion peuvent être chauffées jusqu'à des millions de degrés, ce qui est exactement ce que vous voulez pouvoir expliquer aux rayons X. Ainsi, le disque d'accrétion interne monte à des millions de degrés, et c'est de là que viennent tous ces rayons X. D'accord. C'est donc ce que ces sources de rayons X sont censées être, en principe. Et il y a maintenant de nombreuses preuves que cette image générale est fondamentalement vraie. Des questions? Oui?

Élève: Quand je vous demandais auparavant si vous aviez directement observé un trou noir supermassif auquel je faisais référence, seraient-ils à leur tour comme [Inaudible]

Professeur Charles Bailyn : Les disques d'accrétion ?

Élève: Oui.

Professeur Charles Bailyn : Oui absolument. Ceux-ci sont également observés autour des trous noirs supermassifs. C'est là que la lumière des quasars provient des disques d'accrétion autour des trous noirs supermassifs. Ils l'ont aussi. Encore une fois, la question de savoir d'où vient ce gaz est un peu moins claire que dans le cas des binaires à rayons X. Mais oui, c'est pourquoi.

Donc, il y a deux façons de savoir que les trous noirs supermassifs existent. L'un provient des orbites des objets qui les entourent, et l'autre provient de l'émission du disque d'accrétion. Mais il n'y a pas toujours de gaz. Celui au centre de notre galaxie, il n'y a pas de disque d'accrétion, et donc, nous ne le voyons pas du tout. Et donc, dans certains cas, ils accrètent du gaz, dans d'autres non. Vraisemblablement, cela est également vrai pour les trous noirs dans les systèmes d'étoiles binaires - certains d'entre eux ne sont pas assez proches de leur compagnon pour retirer de la masse, et nous ne les voyons pas comme des sources de rayons X brillantes.

Élève: Cela signifie-t-il nécessairement que les objets à proximité ne sont pas stables, je veux dire qu'ils ne sont pas séparés par eux ?

Professeur Charles Bailyn : Pardon?

Élève: Cela signifie-t-il que cela signifie nécessairement que les objets à proximité ne sont pas séparés par ces trous noirs ?

Professeur Charles Bailyn : Les objets à proximité ne sont pas séparés. Eh bien, l'étoile compagne est progressivement dépouillée de tout son gaz par le trou noir, dans ce cas. Mais si c'était un peu plus loin, ce serait une orbite parfaitement stable. D'autres questions, oui ?

Élève: Pourquoi l'intérieur devrait-il avoir une vitesse plus élevée que l'extérieur ?

Professeur Charles Bailyn : Oh. C'est plus petit. C'est plus gros. Oui?

Élève: Oui, si votre objet compact est une étoile à neutrons, pourrait-il aussi être un pulsar ?

Professeur Charles Bailyn : En principe, c'est possible. En pratique, il s'avère que tout ce gaz qui tourbillonne a des effets néfastes sur le champ magnétique et sur l'émission radio. Donc, en pratique, ils ont tendance à ne pas être des pulsars, mais en principe, ils pourraient l'être.

Élève: Aussi, est-ce que le pulsar, par définition, est orienté de manière à ce que nous puissions voir les pulsations ou est-ce [Inaudible]

Professeur Charles Bailyn : Eh bien, je veux dire, cela dépend exactement de la façon dont vous le définissez. Mais un pulsar est quelque chose qui émet une radio à partir d'un champ magnétique hors axe. Vraisemblablement, si cela ne nous traversait pas, nous ne saurions pas que c'est un pulsar, mais quelqu'un d'autre dans la galaxie le pourrait.

Élève: D'accord.

Professeur Charles Bailyn : D'autres questions à ce stade ? Très bien, donc, après avoir trouvé un tas de ces binaires de rayons X, la question est : « Pouvez-vous dire s'il s'agit de trous noirs ou non ?

Et maintenant, permettez-moi de vous rappeler que la masse d'une étoile à neutrons doit être inférieure au triple de la masse du Soleil. Donc, le plan est que vous observez l'orbite du compagnon et déterminez la masse de l'objet compact. Et il y a une dérivation que vous pouvez faire, que je ne vous montrerai pas, mais encore une fois, vous pouvez rechercher sur le site Web du trou noir, qui montre, rappelez-vous ce que nous faisons, ici.

Observons la vitesse radiale du compagnon en fonction du temps qui monte, descend. Et vous en déterminez deux : la période orbitale et l'amplitude de cette courbe sinusoïdale, que je vais appeler K. Et il s'avère que vous pouvez prouver la relation suivante. C'est en fait facile à prouver, mais il faut trois pages pour le faire, donc je ne vais pas faire l'exercice.paquet 3 / 2πg est égal à la masse de l'objet compact & la masse de la chose que vous ne voyez pas, fois sin 3 je. J'expliquerai que dans une seconde, 1 plus la masse de l'objet qui est l'étoile ordinaire, divisée par la masse de l'objet compact, et ceci est au carré.

Alors maintenant, pourquoi feriez-vous cela? Donc, c'est un petit calcul. Vous commencez avec les lois de Kepler. Vous faites trois pages d'algèbre. Vous sortez avec ça. Il est écrit sur le serveur de classes. Pourquoi voudriez-vous & pourquoi voudriez-vous l'exprimer sous cette forme particulière ? Voici l'affaire. C'est ce qu'on appelle la fonction de masse, dite, et ne peut être observée qu'à partir de la courbe de vitesse.

Élève: [Inaudible]

Professeur Charles Bailyn : Oui, le terme entier–ceci seulement. C'est ce qu'on appelle la fonction de masse. Et le terme à droite, ici, est très intéressant, car c'est la masse de l'objet que vous ne voyez pas. Masse de l'objet compact multipliée par quelque chose qui est inférieur à 1, sinus de n'importe quel angle.

Oh, je devrais dire, le je ici, c'est l'inclinaison de l'objet par rapport à la ligne de mire, s'il vient exactement vers vous et loin de, je est de 90 degrés. Si ça se passe de cette façon, c'est zéro. Cela doit être là parce que vous observez la vitesse radiale.

Mais peu importe ce que c'est. Le sinus de quoi que ce soit est 1 ou moins. Le sinus au cube de tout est 1 ou moins. Donc, ce terme ici doit être inférieur à 1. Ce terme en bas doit être supérieur à 1. C'est 1 plus quelque chose au carré. Donc, en bas, vous avez un terme supérieur à 1. Cela signifie que cette quantité, que vous pouvez facilement observer, est inférieure à la masse de l'objet compact. Donc, si vous mesurez la fonction de masse et qu'elle est supérieure à trois masses solaires, alors l'objet compact est également supérieur à trois masses solaires. Et si cela est vrai, ce doit être un trou noir, car il doit être plus petit, si petit qu'il ne pourrait autrement être raisonnablement qu'une étoile à neutrons. Et pourtant, il est plus gros que la masse de l'étoile à neutrons elle-même.

Il y a un problème technique modéré à faire cette observation. Et le problème est que c'est difficile à observer, car le disque d'accrétion est trop brillant. Ainsi, le disque d'accrétion éclipse l'étoile. Heureusement, la nature résout ce problème pour nous, car beaucoup de ces objets ont une accrétion intermittente. Donc l'accrétion se produit. Vous voyez toutes ces radiographies. Ensuite, l'accrétion s'éteint pour diverses raisons. Et puis, lorsque l'accrétion est désactivée, tout ce que vous voyez est l'étoile compagnon, et vous pouvez donc lorsque l'accrétion est désactivée, vous pouvez effectuer cette mesure.

Chapitre 4. Trouver des trous noirs avec des rayons X [00:30:08]

Alors, voici comment vous procédez pour trouver un trou noir. Tout d'abord, soudain, il y a une nouvelle source de rayons X. Les rayons X s'activent dans l'un de ces systèmes transitoires. Ensuite, vous attendez. Ensuite, les rayons X s'éteignent. Cela se produit généralement après quelques mois. Une fois les rayons X éteints, cela signifie que le disque d'accrétion n'est plus là et que vous mesurez la fonction de masse. Et puis, si c'est supérieur à trois masses solaires, vous gagnez, c'est-à-dire que vous avez découvert un trou noir. Et c'est une séquence d'événements que j'affectionne plutôt. C'est ce qui m'a valu la titularisation. Et donc, j'ai pensé vous montrer un exemple de la façon dont cela fonctionne dans la vraie vie. Voyons voir, d'accord. Voici–oh, laissez-moi baisser légèrement les lumières.

Bon, c'est donc juste une sorte de conception d'artiste d'un binaire de rayons X. Voici l'étoile compagnon. Voici le disque d'accrétion. Au milieu, il y a un objet compact si petit que vous ne pouvez pas le voir. Ce truc rouge est censé être une émission radio sortant des pôles. Et vous pouvez voir le petit flux de gaz passer de l'un à l'autre. Voici à quoi cela ressemble lorsqu'il est activé aux rayons X. Lorsque les rayons X s'éteignent, ce qui se passe, c'est que la substance s'accumule dans la partie extérieure du disque d'accrétion. Il n'y a pas assez de friction pour l'enfoncer là-dedans, pas de rayons X, et fondamentalement, tout ce que vous pouvez voir, c'est l'étoile compagnon.

Alors, laissez-moi maintenant vous ramener quinze ans en arrière.C'est quelque chose qui a traversé mon bureau peu de temps après mon arrivée à Yale en tant que professeur adjoint au début des années 1990. C'est un télégramme astronomique. C'est un mot à l'ancienne. Maintenant, bien sûr, nous faisons tout par e-mail. Et ceux-ci sont un système pour distribuer les résultats des nouvelles de dernière minute dans les cieux. Vous savez, si vous voyez une supernova ou une comète excitante, ou quelque chose d'excitant se dérouler dans le ciel, vous pouvez attendre un an et demi pour le publier, car, d'ici là, il sera parti, et personne d'autre ne l'étudiera. Donc, nous avons ce système pour diffuser des nouvelles d'événements d'actualité, afin que d'autres personnes puissent les étudier.

Dans ce cas particulier, il y a tout un tas de jargon astro ici. Le titre est la seule chose à laquelle vous devez faire attention. "Transitoire aux rayons X dans la constellation de Musca." Une nouvelle source de rayons X est soudainement apparue à Musca. Ces gars l'ont trouvé.

Vous n'avez probablement jamais entendu parler de la constellation de Musca et Musca la mouche. Oui. Il y a deux raisons pour lesquelles vous n'en avez pas entendu parler. L'un est qu'il se trouve dans l'hémisphère sud. Vous ne pouvez pas le voir d'ici. Mais l'autre raison est que c'est une excuse assez pathétique pour une constellation. C'est une, moche, étoile de quatrième magnitude. C'est pourquoi ils l'appellent la mouche, n'est-ce pas ? Mais ils ont dû appeler cette partie du ciel quelque chose, et c'est maintenant ma constellation préférée parce qu'elle contient cet objet.

Quoi qu'il en soit, une source lumineuse de rayons X est soudainement apparue à Musca. Environ un mois plus tard, la source de rayons X était toujours lumineuse. Je me suis retrouvé dans ce bel endroit. Il s'agit d'un observatoire au Chili où l'on peut voir, entre autres, l'hémisphère sud. Et les deux télescopes illustrés ici étaient, à l'époque, le télescope le plus grand et le plus puissant de l'hémisphère sud. C'est la porte, juste pour vous donner une idée de l'échelle.

Et cette chose ici, au premier plan, qui occupe une place importante sur cette photo, mais qui est en réalité beaucoup plus petite que cela, je dois vous le dire, est l'un des avant-postes les plus éloignés de l'empire de Yale. C'est le télescope d'un mètre de Yale. Il a été construit à Bethany, Connecticut, puis au début des années 1970, quelqu'un a dit, eh bien, le Connecticut est un endroit vraiment stupide pour avoir un télescope de recherche, il neige tout le temps. Et donc ils, en quelque sorte, l'ont ramassé et l'ont emmené au Chili. Et donc, à l'heure actuelle, ce n'est que notre deuxième meilleur télescope de recherche, et je l'aime beaucoup.

Et donc, je me suis retrouvé à observer à ce télescope quelques mois après la découverte de cette source de rayons X à Musca. Alors, j'ai jeté le programme que je pensais que j'allais faire et j'ai regardé cette chose à la place. Et ce que j'ai trouvé, c'est que toutes les 10,5 heures, il devenait un peu plus brillant, puis un peu plus faible, puis un peu plus brillant. Et c'était le–le disque d'accrétion était toujours là, donc vraisemblablement, c'était un effet, par exemple, du croisement de l'étoile compagnon devant le disque d'accrétion, ou quelque chose comme ça.

Et donc, j'ai tiré mon propre télégramme. Il y a deux choses que vous devez savoir de celui-ci. C'est moi. Et l'autre est que j'ai prétendu qu'il y avait une modulation de 10,5 heures dans la luminosité de la source, ce qui pourrait être la période orbitale. C'est une chose intéressante à savoir, car si vous connaissez la période orbitale, si vous connaissez P dans la fonction de masse, et vous pensez que cela pourrait s'avérer être un trou noir, vous pouvez déterminer la taille K doit être pour que ce soit un trou noir. Et la réponse est que si vous deviez mesurer la vitesse radiale de cette chose, la différence entre la vitesse radiale maximale et minimale serait & si elle était de 800 kilomètres par seconde ou plus, alors l'objet compact dans ce système devrait être un trou noir.

Le problème était que je ne pouvais pas faire cette mesure, car, tout d'abord, le télescope de Yale n'était pas assez puissant pour le faire. Deuxièmement, le disque d'accrétion était encore trop brillant pour permettre des observations du compagnon. J'ai donc fait équipe avec quelques personnes qui avaient déjà fait ça une fois auparavant : Ron Remillard du MIT, Jeff McClintock du Smithsonian. Et nous avons postulé pour avoir du temps sur le grand télescope.

Le grand télescope, que je vous ai montré, vient de l'Observatoire national, et vous devez rédiger une proposition pour avoir du temps dessus. Beaucoup de gens veulent y consacrer du temps. C'est assez compétitif. Mais nous avons écrit une bonne proposition. Et donc, l'année suivante, après que les rayons X se soient éteints, ils nous ont donné trois nuits de télescope sur le grand télescope afin de faire cette courbe de vitesse radiale.

Alors, juste pour vous orienter, voici le Chili. Voici la capitale, Santiago. Cerro Tololo est dans les Andes, ici. Donc, vous faites cet énorme trajet en avion, puis vous montez pour vous rendre ici. Et puis, ce qui s'est passé a été de voir. La première nuit, il a plu. C'est une sorte de risque professionnel. La raison pour laquelle il y a tous ces télescopes au Chili est que ce sont des montagnes dans le désert, qui est un excellent endroit pour mettre des télescopes. En fait, même dans le désert, parfois il fait nuageux, parfois il pleut. C'était la première nuit, donc c'était sorti.

La deuxième nuit, c'était intéressant, il y a eu une tempête de grêle. Je ne sais pas si vous avez déjà été dans un bâtiment en acier creux de six étages sous la grêle. C'est une expérience très intéressante, mais elle n'est pas productive, scientifiquement. Et donc, vous savez, ils vous donnent ces petites chambres pour dormir, qui sont étanches à la lumière et au son, parce que vous devez dormir pendant la journée. Et donc, il y a ce moment très dramatique. Vous vous réveillez à 4 heures de l'après-midi et vous montez les stores pour voir s'il y a des nuages. Alors, heureusement, la troisième de nos trois nuits, tout était clair. La tempête était passée et nous pouvions, alors & donc, maintenant, nous sommes assis quelque part dans ce bâtiment, et nous avons pu faire nos observations. Alors, laissez-moi vous montrer ce que nous avons fait.

Voici un graphique des heures, du temps et des heures, dans la nuit du 3 avril 1992, en fonction de la vitesse radiale. Donc, cela va être un tracé de vitesse radiale. La première chose que nous avons observée était ce point, juste après le coucher du soleil. Et vous remarquez que l'objet vient vers nous à 250 kilomètres par seconde. C'est déjà une très bonne nouvelle. Parce que 250 kilomètres par seconde, c'est en fait un peu plus que la vitesse de fuite de la galaxie. Et donc, la seule raison pour laquelle quelque chose aurait ce genre de vitesse est s'il était en orbite autour d'un autre objet proche ou que les objets de la galaxie ne sont généralement pas aussi brillants.

Nous avons donc fait quelques observations supplémentaires. Et après la troisième observation, il était clair que les paramètres de base de ce système étaient, plus ou moins, corrects. Il avait commencé à venir vers nous à 250 kilomètres par seconde. Quelques heures plus tard, il s'éloignait de nous à 200 kilomètres par seconde. Ainsi, en à peine deux heures, il s'était détourné de nous à une vitesse élevée pour s'éloigner de nous. Alors, c'est bien. Il est en orbite. Il est sur une orbite avec une période très courte. Et donc, c'était très encourageant.

Et puis, nous avons collecté plus de données. Et vers minuit, nous nous sentions plutôt satisfaits de nous-mêmes, car vous pouvez voir ce qui se passe. Il s'éloigne maintenant de nous à 400 kilomètres par seconde, mais il est clair qu'il est sur le point de faire demi-tour et d'aller dans cette direction. Si vous extrapolez 5 heures ¼ avant ce revirement, vous obtenez un point ici. Cela signifiait qu'il serait passé de moins 400 à plus de 400. Cela fait 800 kilomètres par seconde. Si vous croyez cela, alors c'est probablement un trou noir.

Donc, nous nous sentons assez satisfaits de nous-mêmes. Nous avons ouvert une petite bouteille de l'eau de feu locale et des trucs affreux appelés Pisco. Vous n'êtes pas censé faire ça, n'est-ce pas ? Vous n'êtes pas censé faire fonctionner de la machinerie lourde. Et la nature n'était pas gentille. Nous avons été punis pour cela. Il y a eu un petit tremblement de terre. Le Chili est dans une zone sismique, et donc, cela fait de mauvaises choses pour les optiques alignées avec précision. Ainsi, le point suivant était un peu faussé pour des raisons que nous n'avons jamais expliquées dans notre article. Et puis, il y a eu un trou où, pendant un petit moment, on n'a pris aucune donnée, pendant qu'on se remettait en ordre.

Et puis, voici le point suivant. Et donc, maintenant, c'est à nouveau encourageant. Et puis, plus de données ont été collectées vers la fin de la nuit. Et donc, alors que l'aube commençait à se lever, nous étions en quelque sorte de retour à notre point de départ. La chose venait vers nous à 250 kilomètres par seconde. Et nous avions vraiment besoin d'un point de plus ici, afin de clouer le tout.

Le problème était que l'objet, bien sûr, se situe maintenant en Occident. Vous savez, la Terre tourne, donc les objets s'élèvent à l'Est et ils se couchent à l'Ouest. Et si vous pouvez imaginer un télescope suivre un objet vers l'ouest, il pointe en quelque sorte comme ça. L'élément optique principal de ce télescope est un immense miroir, un miroir de quatre mètres de large. Donc, treize pieds de diamètre. Et il n'est pas boulonné, en particulier, parce que si vous mettez des boulons dans le miroir, les changements de température modifieront la taille des boulons, et cela désalignera l'optique. Donc, c'est juste, en quelque sorte, assis là, et ça bascule de cette façon. Et finalement, ça va, vous savez, tomber, tomber par terre.

C'est bien plus de sept ans de malchance pour un astronome de briser le miroir primaire du plus grand télescope de l'hémisphère sud. Et donc, ils ne laissent pas les astronomes déplacer eux-mêmes le télescope. Ce serait beaucoup trop dangereux. Ils ont formé des experts pour le faire. Et l'expert qualifié nous a dit à ce stade, vous savez, « Vous devez arrêter d'observer cet objet. Nous avons dépassé les limites de sécurité », et ainsi de suite.

Et nous avons dit, comme le font les scientifiques, « Non, non, dans l'intérêt de la science, nous devons avoir un point de plus. » Cette dispute a duré un certain temps, et ils étaient sur le point, en quelque sorte, de nous débrancher. Et puis, nous avons dit: "D'accord, très bien", vous savez, "nous comprenons. La sécurité du télescope est primordiale. Mais pendant la dispute, nous avons accumulé un point de plus. Et donc, c'est un peu le cas décisif, ici, car il vient vers nous à 400 kilomètres par seconde. Donc, nous sommes très satisfaits de nous-mêmes.

Au petit-déjeuner, nous avons fait l'exercice de trouver la courbe sinusoïdale la mieux adaptée. C'est ici. Et si vous calculez la fonction de masse, la période orbitale est de 10,5 heures, la fonction de masse est de 3,1 fois la masse du Soleil. Donc, très bonne, très bonne nouvelle. Vous remarquerez ce plus ou moins 0,05. Les données ne sont pas si bonnes que ça. Nous avons par la suite obtenu beaucoup plus de données sur cette chose. Il s'avère qu'il s'agit d'environ 3.1. Mais il est également vrai que n'oubliez pas que cette formule avait ce péché je dedans. Et nous avons pu, par d'autres moyens, déterminer quelle est l'inclinaison. Et il est maintenant clair que cet objet possède un système binaire contenant un objet compact d'une masse d'environ sept masses solaires. Très, très belle chose.

Nous avons publié cet article. D'autres personnes ont publié d'autres articles. Maintenant, voici notre télégramme du lendemain matin. Encore une fois, charabia, à l'exception du fait que la valeur de la fonction de masse est de 3,1, "fournissant une preuve dynamique que le primaire est un trou noir".

Donc, nous voulions publier un article, vous savez, intitulé « Black Hole Found in the Constellation of Musca ». Les gens étaient un peu prudents à ce sujet. Ils ont dit, vous savez, vous n'avez pas encore prouvé que la relativité d'Einstein est correcte. Si Einstein se trompe, cela ne doit pas nécessairement être un trou noir. Nous avons dit, allez. Vous pouvez supposer qu'Einstein a raison. Ils ont dit, eh bien, peut-être pas. Donc, nous pouvons appeler ces choses, "des candidats au trou noir confirmés dynamiquement". C'est le mot officiel.

Et voici la collection actuelle de ces choses, à l'échelle du Soleil et de Mercure. Celui que nous regardions, c'est un très proche. C'est une orbite de 10,5 heures. Cette chose, bien plus grosse, a une orbite de trente heures [correction : trente jours], une étoile compagnon bien plus grosse. Mais tous les trous noirs ici sont en quelque sorte entre cinq et quinze fois la masse du Soleil.

Et donc, maintenant, quinze ans plus tard, il y a toute une collection de ces choses. Il y a aussi une collection de choses qui se sont avérées être des étoiles à neutrons. Alors maintenant, vous pouvez faire une expérience. Et vous pouvez faire des expériences en relativité générale. Voici la dérivation. Je vais sauter ça pour vous. Et vous pouvez vous demander s'il existe réellement des horizons événementiels.

Alors, voici l'expérience. Vous avez une douzaine de choses qui sont des étoiles à neutrons. Vous avez encore une douzaine de choses qui sont des trous noirs. Vous versez du gaz sur les deux. Et en effet, vous savez, c'est ce que font les stars compagnes. C'est pourquoi ils ont toutes ces radios.

Que se passe-t-il si du gaz tombe sur une étoile à neutrons ? Il prend beaucoup de vitesse et commence à aller à la vitesse de la lumière et frappe directement la surface. Et donc, quand il touche la surface, toute son énergie cinétique, toute son énergie thermique, doit s'arrêter. L'énergie cinétique s'arrête et toute cette énergie pénètre dans la surface de l'étoile à neutrons, en quelque sorte ce qu'on appelle une couche limite et doit, d'une manière ou d'une autre, être re-rayonnée. Il chauffe essentiellement la surface de l'étoile à neutrons. Vous obtenez des rayons X à partir de cette couche de surface.

Le gaz tombant sur un trou noir ne le fait pas. Il tombe à travers l'horizon des événements. Et l'énergie cinétique et l'énergie thermique de ce gaz ne font que contribuer à la masse du trou noir, et il n'est pas re-rayonné. Donc, votre prédiction est que, pour la même quantité de masse tombant sur une étoile à neutrons que sur un trou noir, vous prédiriez que l'étoile à neutrons serait plus brillante, car toute cette énergie supplémentaire apportée par le matériau d'accrétion serait rayonnée. , dans le cas du trou noir, ce ne serait pas le cas. Il serait juste capturé par le trou noir lui-même.

Ainsi, avec le télescope à rayons X récent le plus sophistiqué, les gens ont essayé de mesurer les trous noirs et les étoiles à neutrons dans une situation où ils émettent des quantités comparables où le taux d'accrétion de masse, la quantité de masse qui s'accumule, est comparable. Donc, les choses noires ici sont les trous noirs. Les cercles ouverts sont les étoiles à neutrons. C'est une mesure de la luminosité et c'est logarithmique. Donc, c'est 10 -8 , 10 -6 et un ensemble idiot d'unités.

Et donc, ceci, entre ici et ici, c'est un facteur 100. C'est la période orbitale. La raison pour laquelle ils tracent la période orbitale est qu'il y a de bonnes raisons de penser que la quantité d'accrétion de masse est proportionnelle à la période orbitale. Ainsi, vous vous attendez à ce que les orbites longues aient plus d'accrétion de masse que les orbites plus courtes.

Mais l'intérêt de ce graphique est clair. Il y a un écart que vous pouvez traverser avec un camion d'environ un facteur 100 dans la luminosité entre les étoiles à neutrons, les choses que nous pensons être des étoiles à neutrons et les choses que nous considérons comme des trous noirs. Et donc, l'interprétation de ceci a été que les trous noirs n'ont pas de surface. Parce que s'ils avaient une surface, alors toute cette énergie supplémentaire devrait rayonner, comme c'est le cas dans le cas des étoiles à neutrons.

Chapitre 5. Conclusion [00:46:43]

Il s'agit donc d'un premier pas vers un test de relativité générale des champs forts. Ce n'est qu'une première étape, car vous devez vraiment comprendre de combien de masse tombe, et quelle est la géométrie du débit massique, et tout un tas de dynamiques de gaz très compliquées. C'est ce qu'on appelle parfois la « gastrophysique ». Et donc, c'est ce sur quoi nous travaillons actuellement, pour essayer de comprendre exactement ce qui se passe avec ces choses. Et si l'on comprenait cela, alors vous pourriez prendre un tel complot pour représenter une preuve que des horizons d'événements existent. Et donc, ce genre de choses vous amène jusqu'en 2007, dans l'étude de la relativité des champs forts et des trous noirs. Et c'est la fin de cette section du cours. C'est la fin de cette section du semestre. Passez une bonne pause et nous vous tourmenterons avec un test après.


Record: les scientifiques détectent la première "tempête" connue de trous noirs supermassifs

Les galaxies et leurs trous noirs supermassifs entretiennent une relation étroite. Les objets semblent évoluer ensemble, peut-être sous l'action des « vents » que les trous noirs centraux génèrent en engloutissant poussières et gaz. La gravité des trous noirs accélère cette chute à des vitesses incroyablement élevées, l'amenant à libérer de l'énergie qui peut souffler d'autres matériaux vers l'extérieur. En relation: Trous noirs de l'univers (images)

"La question est, quand les vents galactiques sont-ils apparus dans l'univers?" Takuma Izumi, chercheur à l'Observatoire astronomique national du Japon (NAOJ), a déclaré dans un communiqué. « C'est une question importante, car elle est liée à un problème important en astronomie : comment les galaxies et les trous noirs supermassifs ont-ils co-évolué ? » Les nouveaux résultats, qui ont été publiés en ligne dans The Astrophysical Journal le 14 juin, ont mis en lumière le lien très étroit et très ancien entre les galaxies et leurs trous noirs centraux.

HSC J124353.93+010038.5 se trouve à 13,1 milliards d'années-lumière de la Terre. Et cela en fait un record : la première galaxie connue avec un vent important était un objet à environ 13 milliards d'années-lumière, ont déclaré les chercheurs. "Nos observations soutiennent les récentes simulations informatiques de haute précision qui ont prédit que des relations coévolutives étaient en place même il y a environ 13 milliards d'années", a déclaré Izumi. "Nous prévoyons d'observer un grand nombre de tels objets à l'avenir et espérons clarifier si la coévolution primordiale vue dans cet objet est une image précise de l'univers général à cette époque."

Ensuite, l'équipe a étudié le mouvement du gaz dans ces galaxies à l'aide de l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), un réseau de puissants radiotélescopes au Chili. Les données d'ALMA ont révélé qu'une galaxie appelée HSC J124353.93+010038.5 présente un vent galactique se déplaçant à environ 1,1 million de mph (1,8 km/h) – assez rapide pour propulser beaucoup de matière vers l'extérieur et entraver l'activité de formation d'étoiles. Takumi a dirigé une équipe de chercheurs qui a creusé ces questions. En utilisant le télescope Subaru du NAOJ à Hawaï, les scientifiques ont découvert plus de 100 duos de trous noirs supermassifs galactiques situés à au moins 13 milliards d'années-lumière de la Terre, ce qui signifie qu'ils existaient il y a plus de 13 milliards d'années. (Il a fallu autant de temps pour que leur lumière atteigne la Terre.) L'univers était alors jeune, relativement parlant, le Big Bang s'est produit il y a environ 13,82 milliards d'années.

Source Mike Wall est l'auteur de « Out There » (Grand Central Publishing, 2018 illustré par Karl Tate), un livre sur la recherche d'une vie extraterrestre.Suivez-le sur Twitter @michaeldwall. Suivez-nous sur Twitter @Spacedotcom ou Facebook.


A la chasse aux trous noirs primordiaux

La galaxie d'Andromède est la galaxie voisine la plus proche de la Voie lactée, à 2,5 millions d'années-lumière. Crédit : Projet HSC / NAOJ

La théorie selon laquelle la matière noire pourrait être constituée de trous noirs primordiaux d'une fraction de millimètre a été écartée par une équipe de chercheurs dirigée par l'Institut Kavli pour la physique et les mathématiques de l'univers (Kavli IPMU).

En 1974, le physicien Stephen Hawking a décrit comment des trous noirs primordiaux ont pu se former en une fraction de seconde après le Big Bang. Les trous noirs primordiaux pourraient avoir des masses allant d'un minuscule point à 100 000 fois notre soleil. En revanche, les trous noirs supermassifs détectés par les observations astronomiques ont commencé à se former au moins des centaines de milliers d'années plus tard et sont des millions ou des milliards de fois plus gros que notre soleil. Étant donné que les trous noirs primordiaux de toute taille n'ont pas été détectés, ils ont été un candidat intrigant pour la matière noire insaisissable.

Pour autant que nous le sachions actuellement, la matière baryonique ne représente que 5% de toute la matière de l'univers. Le reste est soit de la matière noire (27 %), soit de l'énergie noire (68 %), qui n'ont pas encore été physiquement détectées. Mais les chercheurs sont convaincus que la matière noire existe parce que nous pouvons voir son effet sur notre univers. Sans la force gravitationnelle de la matière noire, les étoiles de notre Voie Lactée voleraient en éclats.

Pour tester la théorie selon laquelle les trous noirs primordiaux, en particulier ceux concernant la masse de la lune ou moins, pourraient être de la matière noire, les chercheurs de Kavli IPMU Masahiro Takada, Naoki Yasuda, Hiroko Niikura et des collaborateurs du Japon, de l'Inde et des États-Unis ont recherché ces minuscules trous noirs. trous entre la Terre et la galaxie d'Andromède, la galaxie voisine la plus proche de la Voie lactée, distante de 2,5 millions d'années-lumière.

Données de l'étoile qui présentaient des caractéristiques d'agrandissement par une lentille gravitationnelle potentielle, peut-être par un trou noir primordial. Environ 4 heures après le début de la prise de données sur le télescope Subaru, une étoile a commencé à briller plus fort. Moins d'une heure plus tard, l'étoile a atteint son pic de luminosité avant de devenir plus sombre. (De gauche à droite) l'image originale, l'image éclaircie, l'image différentielle et l'image résiduelle. Niikura et al.

"Ce qui m'a intéressé par ce projet, c'est l'impact énorme qu'il aurait sur la découverte de la nature de la matière noire", explique Niikura. "La découverte des trous noirs primordiaux serait une réalisation historique. Même un résultat négatif serait une information précieuse pour les chercheurs qui reconstituent le scénario de la naissance de l'univers."

Pour rechercher des trous noirs, l'équipe a utilisé l'effet de lentille gravitationnelle. Les lentilles gravitationnelles ont été expliquées pour la première fois par Albert Einstein, qui a déclaré qu'il était possible qu'une image d'un objet distant, comme une étoile, soit déformée en raison de l'effet gravitationnel d'un objet massif entre l'étoile et la Terre. La gravité de l'objet massif pourrait agir comme une loupe, déformant la lumière de l'étoile et la faisant apparaître plus brillante ou déformée pour les observateurs humains sur Terre.

Parce qu'une étoile, un trou noir et la Terre se déplacent constamment dans l'espace interstellaire, une étoile deviendrait progressivement plus lumineuse, puis s'assombrirait pour les observateurs sur Terre, alors qu'elle se déplace sur la trajectoire d'une lentille gravitationnelle. Les chercheurs ont donc capturé 190 images consécutives de l'ensemble de la galaxie d'Andromède, grâce à l'appareil photo numérique Hyper Suprime-Cam du télescope Subaru à Hawaï. Si la matière noire est constituée de trous noirs primordiaux et, dans ce cas, plus clairs que la lune, les chercheurs s'attendaient à trouver 1 000 microlentilles gravitationnelles. Ils ont calculé cette estimation en supposant que la matière noire dans le halo de la galaxie entière est composée de trous noirs primordiaux, et en prenant en considération le nombre d'étoiles de la galaxie d'Andromède qui pourraient être affectées par un trou noir primordial, et enfin les chances de leur équipement capturer un événement gravitationnel de microlentille.

Le télescope a photographié 90 millions d'étoiles. Il a fallu deux ans à l'équipe pour filtrer tous les bruits et événements de lentille non gravitationnels des données. En fin de compte, ils n'ont pu identifier qu'une seule étoile qui s'est éclairée puis s'est estompée - suggérant un possible trou noir primordial - ce qui signifie qu'il est peu probable qu'elles constituent toute la matière noire.


Contenu

Les trous noirs supermassifs sont classiquement définis comme des trous noirs d'une masse supérieure à 0,1 million à 1 million de M . [9] Certains astronomes ont commencé à étiqueter des trous noirs d'au moins 10 milliards de M comme des trous noirs ultramassifs. [10] [11] La plupart d'entre eux (comme TON 618) sont associés à des quasars exceptionnellement énergétiques. Des trous encore plus grands ont été surnommés des trous noirs incroyablement grands (SLAB) avec des masses supérieures à 100 milliards de M . [12] Bien qu'ils aient noté qu'il n'y a actuellement aucune preuve que des trous noirs incroyablement grands sont réels, ils ont noté qu'il existe des trous noirs supermassifs de presque cette taille. [13] Certaines études ont suggéré que la masse maximale que peut atteindre un trou noir, tout en étant des accréteurs lumineux, est de l'ordre de

Les trous noirs supermassifs ont des propriétés physiques qui les distinguent clairement des classifications de masse inférieure. Premièrement, les forces de marée au voisinage de l'horizon des événements sont significativement plus faibles pour les trous noirs supermassifs. La force de marée sur un corps à l'horizon des événements est inversement proportionnelle au carré de la masse : [16] une personne à la surface de la Terre et une à l'horizon des événements de 10 millions de M trou noir éprouvent à peu près la même force de marée entre la tête et les pieds. Contrairement aux trous noirs de masse stellaire, on ne connaîtrait pas une force de marée significative jusqu'à très profondément dans le trou noir. [17] De plus, il est quelque peu contre-intuitif de noter que la densité moyenne d'un SMBH dans son horizon des événements (définie comme la masse du trou noir divisée par le volume d'espace dans son rayon de Schwarzschild) peut être inférieure à la densité de l'eau. [18] C'est parce que le rayon de Schwarzschild est directement proportionnel à sa masse. Étant donné que le volume d'un objet sphérique (comme l'horizon des événements d'un trou noir non tournant) est directement proportionnel au cube du rayon, la densité d'un trou noir est inversement proportionnelle au carré de la masse, et donc plus élevée les trous noirs de masse ont une densité moyenne plus faible. [19]

Le rayon de l'horizon des événements d'un trou noir supermassif de

1 milliard de millions est comparable au demi-grand axe de l'orbite de la planète Uranus. [20] [21]

L'histoire de la découverte de trous noirs supermassifs a commencé avec l'enquête de Maarten Schmidt sur la source radio 3C 273 en 1963. Au départ, on pensait qu'il s'agissait d'une étoile, mais le spectre s'est avéré déroutant. Il a été déterminé qu'il s'agissait de lignes d'émission d'hydrogène qui avaient été décalées vers le rouge, indiquant que l'objet s'éloignait de la Terre. [22] La loi de Hubble a montré que l'objet était situé à plusieurs milliards d'années-lumière et devait donc émettre l'équivalent énergétique de centaines de galaxies. Le taux de variations lumineuses de la source surnommée un objet quasi-stellaire, ou quasar, suggérait que la région émettrice avait un diamètre d'un parsec ou moins. Quatre de ces sources avaient été identifiées en 1964. [23]

En 1963, Fred Hoyle et W. A. ​​Fowler ont proposé l'existence d'étoiles supermassives (SMS) brûlant de l'hydrogène comme explication des dimensions compactes et de la production d'énergie élevée des quasars. Ceux-ci auraient une masse d'environ 10 5 - 10 9 M . Cependant, Richard Feynman a noté que les étoiles au-dessus d'une certaine masse critique sont dynamiquement instables et s'effondreraient dans un trou noir, du moins si elles n'étaient pas en rotation. [24] Fowler a alors proposé que ces étoiles supermassives subiraient une série d'oscillations d'effondrement et d'explosion, expliquant ainsi le modèle de production d'énergie. Appenzeller et Fricke (1972) ont construit des modèles de ce comportement, mais ont constaté que l'étoile résultante subirait toujours un effondrement, concluant qu'une non-rotation de 0,75 × 10 6 M SMS "ne peut pas échapper à l'effondrement en un trou noir en brûlant son hydrogène à travers le cycle CNO". [25]

Edwin E. Salpeter et Yakov Zeldovich ont proposé en 1964 que la matière tombant sur un objet compact massif expliquerait les propriétés des quasars. Il faudrait une masse d'environ 10 8 M pour correspondre à la sortie de ces objets. Donald Lynden-Bell a noté en 1969 que le gaz tombant formerait un disque plat qui s'enroule dans la « gorge de Schwarzschild » centrale. Il a noté que la sortie relativement faible des noyaux galactiques proches impliquait qu'il s'agissait d'anciens quasars inactifs. [26] Pendant ce temps, en 1967, Martin Ryle et Malcolm Longair ont suggéré que presque toutes les sources d'émission radio extra-galactique pourraient être expliquées par un modèle dans lequel les particules sont éjectées des galaxies à des vitesses relativistes, ce qui signifie qu'elles se déplacent près de la vitesse de la lumière. [27] Martin Ryle, Malcolm Longair et Peter Scheuer ont alors proposé en 1973 que le noyau central compact pourrait être la source d'énergie originale pour ces jets relativistes. [26]

Arthur M. Wolfe et Geoffrey Burbidge ont noté en 1970 que la grande dispersion de vitesse des étoiles dans la région nucléaire des galaxies elliptiques ne pouvait s'expliquer que par une grande concentration de masse au noyau plus grande que ne pourrait l'expliquer les étoiles ordinaires. Ils ont montré que le comportement pouvait s'expliquer par un trou noir massif avec jusqu'à 10 10 M , ou un grand nombre de trous noirs plus petits avec des masses inférieures à 10 3 M . [28] Des preuves dynamiques d'un objet sombre massif ont été trouvées au cœur de la galaxie elliptique active Messier 87 en 1978, initialement estimée à 5 × 10 9 M . [29] La découverte d'un comportement similaire dans d'autres galaxies a rapidement suivi, notamment la galaxie d'Andromède en 1984 et la galaxie du Sombrero en 1988. [4]

Donald Lynden-Bell et Martin Rees ont émis l'hypothèse en 1971 que le centre de la galaxie de la Voie lactée contiendrait un trou noir massif. [30] Le Sagittaire A* a été découvert et nommé les 13 et 15 février 1974 par les astronomes Bruce Balick et Robert Brown à l'aide de l'interféromètre Green Bank de l'Observatoire national de radioastronomie. [31] Ils ont découvert une source radio qui émet un rayonnement synchrotron, il s'est avéré dense et immobile en raison de sa gravitation. Ce fut donc la première indication qu'un trou noir supermassif existe au centre de la Voie lactée.

Le télescope spatial Hubble, lancé en 1990, a fourni la résolution nécessaire pour effectuer des observations plus fines des noyaux galactiques. En 1994, le spectrographe d'objet faible sur le Hubble a été utilisé pour observer Messier 87, constatant que le gaz ionisé était en orbite autour de la partie centrale du noyau à une vitesse de ± 500 km/s. Les données ont indiqué une masse concentrée de (2,4 ± 0,7) × 10 9 M se situaient dans une portée de 0,25,, fournissant une preuve solide d'un trou noir supermassif. [32] En utilisant le Very Long Baseline Array pour observer Messier 106, Miyoshi et al. (1995) ont pu démontrer que l'émission d'un H2O maser dans cette galaxie provenait d'un disque gazeux dans le noyau qui orbite autour d'une masse concentrée de 3,6 × 10 7 M , qui a été contraint à un rayon de 0,13 parsecs. Leurs recherches révolutionnaires ont révélé qu'un essaim de trous noirs de masse solaire dans un rayon aussi petit ne survivrait pas longtemps sans subir de collisions, faisant d'un trou noir supermassif le seul candidat viable. [33] Accompagnant cette observation qui a fourni la première confirmation de trous noirs supermassifs était la découverte [34] de la raie d'émission Kα fortement élargie et ionisée du fer (6,4 keV) de la galaxie MCG-6-30-15. L'élargissement était dû au décalage vers le rouge gravitationnel de la lumière alors qu'elle s'échappait de seulement 3 à 10 rayons de Schwarzschild du trou noir.

Le 10 avril 2019, la collaboration Event Horizon Telescope a publié la première image à l'échelle de l'horizon d'un trou noir, au centre de la galaxie Messier 87. [2]

En février 2020, des astronomes ont rapporté qu'une cavité dans le superamas d'Ophiuchus, provenant d'un trou noir supermassif, est le résultat de la plus grande explosion connue dans l'Univers depuis le Big Bang. [35] [36] [37]

En mars 2020, les astronomes ont suggéré que des sous-anneaux supplémentaires devraient former l'anneau de photons, proposant un moyen de mieux détecter ces signatures dans la première image de trou noir. [38] [39] [40]

L'origine des trous noirs supermassifs reste un champ de recherche ouvert. Les astrophysiciens s'accordent à dire que les trous noirs peuvent se développer par accrétion de matière et par fusion avec d'autres trous noirs. [41] [42] Il existe plusieurs hypothèses sur les mécanismes de formation et les masses initiales des progéniteurs, ou "graines", des trous noirs supermassifs.

Une hypothèse est que les graines sont des trous noirs de dizaines ou peut-être de centaines de masses solaires qui sont laissés par les explosions d'étoiles massives et se développent par accrétion de matière. Un autre modèle émet l'hypothèse qu'avant les premières étoiles, de gros nuages ​​de gaz pourraient s'effondrer en une "quasi-étoile", qui à son tour s'effondrerait en un trou noir d'environ 20 M . [43] Ces étoiles peuvent également avoir été formées par des halos de matière noire attirant d'énormes quantités de gaz par gravité, ce qui produirait alors des étoiles supermassives avec des dizaines de milliers de masses solaires. [44] [45] La "quasi-étoile" devient instable aux perturbations radiales en raison de la production de paires électron-positon dans son noyau et pourrait s'effondrer directement dans un trou noir sans explosion de supernova (qui éjecterait la majeure partie de sa masse, empêchant le trou noir de croître aussi vite). Un scénario alternatif prédit que de grands nuages ​​de gaz sans métal à décalage élevé vers le rouge, [46] lorsqu'ils sont irradiés par un flux suffisamment intense de photons de Lyman-Werner, [47] peuvent éviter le refroidissement et la fragmentation, s'effondrant ainsi en un seul objet en raison de l'auto -gravitation. [48] ​​[49] Le noyau de l'objet qui s'effondre atteint des valeurs extrêmement élevées de la densité de matière, de l'ordre de ∼ 10 7 g/cm 3 g/cm^<3>> , et déclenche une instabilité relativiste générale. [50] Ainsi, l'objet s'effondre directement dans un trou noir, sans passer de la phase intermédiaire d'une étoile, ou d'une quasi-étoile. Ces objets ont une masse typique de

Un autre modèle implique un amas stellaire dense subissant un effondrement du noyau car la capacité thermique négative du système entraîne la dispersion de la vitesse dans le noyau à des vitesses relativistes. [54] [55] Enfin, les trous noirs primordiaux pourraient avoir été produits directement à partir de la pression externe dans les premiers instants après le Big Bang. Ces trous noirs primordiaux auraient alors plus de temps que n'importe lequel des modèles ci-dessus pour s'accumuler, leur laissant suffisamment de temps pour atteindre des tailles supermassives. La formation de trous noirs à partir de la mort des premières étoiles a été largement étudiée et corroborée par des observations. Les autres modèles de formation de trous noirs énumérés ci-dessus sont théoriques.

Indépendamment du canal de formation spécifique de la graine de trou noir, étant donné une masse suffisante à proximité, elle pourrait s'accréter pour devenir un trou noir de masse intermédiaire et éventuellement un SMBH si le taux d'accrétion persiste. [43]

La formation d'un trou noir supermassif nécessite un volume relativement petit de matière très dense ayant un petit moment angulaire. Normalement, le processus d'accrétion implique le transport d'une grande dotation initiale de moment angulaire vers l'extérieur, et cela semble être le facteur limitant de la croissance des trous noirs. C'est une composante majeure de la théorie des disques d'accrétion. L'accrétion de gaz est le moyen le plus efficace et aussi le plus visible par lequel les trous noirs se développent. On pense que la majorité de la croissance en masse des trous noirs supermassifs se produit par des épisodes d'accrétion rapide de gaz, qui sont observables sous forme de noyaux galactiques actifs ou de quasars. Les observations révèlent que les quasars étaient beaucoup plus fréquents lorsque l'Univers était plus jeune, indiquant que les trous noirs supermassifs se sont formés et se sont développés tôt. Un facteur contraignant majeur pour les théories de la formation de trous noirs supermassifs est l'observation de quasars lumineux lointains, qui indiquent que des trous noirs supermassifs de milliards de masses solaires s'étaient déjà formés lorsque l'Univers avait moins d'un milliard d'années. Cela suggère que les trous noirs supermassifs sont apparus très tôt dans l'Univers, à l'intérieur des premières galaxies massives.

Une lacune existe dans la distribution de masse observée des trous noirs. Les trous noirs générés par des étoiles mourantes ont des masses de 5 à 80 M . Le trou noir supermassif minimal est d'environ cent mille masses solaires. Les échelles de masse entre ces plages sont appelées trous noirs de masse intermédiaire. Un tel écart suggère un processus de formation différent. Cependant, certains modèles [57] suggèrent que les sources de rayons X ultralumineuses (ULX) pourraient être des trous noirs de ce groupe manquant.

Il y a une limite supérieure à la croissance des grands trous noirs supermassifs. Les trous noirs ultramassifs (UMBH), qui sont au moins dix fois plus grands que la plupart des trous noirs supermassifs, à 10 milliards de masses solaires ou plus, semblent avoir une limite supérieure théorique d'environ 50 milliards de masses solaires, comme tout ce qui dépasse cette limite. ralentit la croissance à un rythme effréné (le ralentissement a tendance à commencer autour de 10 milliards de masses solaires) et provoque la fusion du disque d'accrétion instable entourant le trou noir en étoiles qui l'orbitent. [58] [59] [60] [61]

Les trous noirs supermassifs lointains, tels que J0313–1806, [62] et ULAS J1342+0928, [63] sont difficiles à expliquer si peu de temps après le Big Bang. Certains postulent qu'ils pourraient provenir de l'effondrement direct de la matière noire avec l'auto-interaction. [64] [65] [66] Une petite minorité de sources soutiennent qu'elles peuvent être la preuve que notre univers est le résultat d'un Big Bounce, au lieu d'un Big Bang, ces trous noirs supermassifs étant formés avant le Big Bounce. [67] [68]

On pense que la gravitation des trous noirs supermassifs au centre de nombreuses galaxies alimente des objets actifs tels que les galaxies de Seyfert et les quasars, et la relation entre la masse du trou noir central et la masse de la galaxie hôte dépend du type de galaxie. [69] [70]

Un noyau galactique actif (AGN) est désormais considéré comme un noyau galactique hébergeant un trou noir massif qui accrète de la matière et affiche une luminosité suffisamment forte. La région nucléaire de la Voie lactée, par exemple, manque de luminosité suffisante pour satisfaire cette condition. Le modèle unifié d'AGN est le concept selon lequel la large gamme de propriétés observées de la taxonomie AGN peut être expliquée à l'aide d'un petit nombre de paramètres physiques. Pour le modèle initial, ces valeurs étaient constituées de l'angle du tore du disque d'accrétion par rapport à la ligne de visée et de la luminosité de la source. L'AGN peut être divisé en deux groupes principaux : un mode radiatif AGN dans lequel la majeure partie de la sortie est sous forme de rayonnement électromagnétique à travers un disque d'accrétion optiquement épais, et un mode jet dans lequel des jets relativistes émergent perpendiculairement au disque. [71]

Une corrélation empirique entre la taille des trous noirs supermassifs et la dispersion de la vitesse stellaire σ d'un renflement de galaxie [72] est appelée la relation M–sigma.

Mesures Doppler Modifier

Certaines des meilleures preuves de la présence de trous noirs sont fournies par l'effet Doppler par lequel la lumière de la matière en orbite à proximité est décalée vers le rouge lorsqu'elle recule et décalée vers le bleu lorsqu'elle avance. Pour la matière très proche d'un trou noir, la vitesse orbitale doit être comparable à la vitesse de la lumière, donc la matière en retrait apparaîtra très faible par rapport à la matière en progression, ce qui signifie que les systèmes avec des disques et des anneaux intrinsèquement symétriques acquerront un aspect visuel hautement asymétrique. Cet effet a été pris en compte dans les images de synthèse modernes telles que l'exemple présenté ici, basé sur un modèle plausible [73] pour le trou noir supermassif de Sgr A* au centre de notre propre galaxie. Cependant, la résolution fournie par la technologie des télescopes actuellement disponible est encore insuffisante pour confirmer directement de telles prédictions.

Ce qui a déjà été observé directement dans de nombreux systèmes, ce sont les vitesses inférieures non relativistes de la matière orbitant plus loin de ce que l'on suppose être des trous noirs. Les mesures Doppler directes des masers à eau entourant les noyaux des galaxies voisines ont révélé un mouvement képlérien très rapide, uniquement possible avec une forte concentration de matière au centre. Actuellement, les seuls objets connus qui peuvent emballer suffisamment de matière dans un si petit espace sont les trous noirs, ou des choses qui évolueront en trous noirs dans des délais astrophysiquement courts. Pour les galaxies actives plus éloignées, la largeur des larges raies spectrales peut être utilisée pour sonder le gaz en orbite près de l'horizon des événements. La technique de cartographie de la réverbération utilise la variabilité de ces raies pour mesurer la masse et peut-être le spin du trou noir qui alimente les galaxies actives.

Dans la Voie Lactée Modifier

Les astronomes sont convaincus que la galaxie de la Voie lactée a un trou noir supermassif en son centre, à 26 000 années-lumière du système solaire, dans une région appelée Sagittaire A* [75] parce que :

  • L'étoile S2 suit une orbite elliptique avec une période de 15,2 ans et un péricentre (distance la plus proche) de 17 heures-lumière (1,8 × 10 13 m ou 120 UA) à partir du centre de l'objet central. [76]
  • D'après le mouvement de l'étoile S2, la masse de l'objet peut être estimée à 4,1 millions de M , [77][78] soit environ 8,2 × 10 36 kg .
  • Le rayon de l'objet central doit être inférieur à 17 heures-lumière, sinon S2 entrerait en collision avec lui. Les observations de l'étoile S14 [79] indiquent que le rayon ne dépasse pas 6,25 heures-lumière, soit environ le diamètre de l'orbite d'Uranus.
  • Aucun objet astronomique connu autre qu'un trou noir ne peut contenir 4,1 millions de M dans ce volume d'espace.

Les observations infrarouges de l'activité d'éclat lumineux près de Sagittarius A* montrent un mouvement orbital du plasma avec une période de 45 ± 15 min à une séparation de six à dix fois le rayon gravitationnel du candidat SMBH. Cette émission est cohérente avec une orbite circularisée d'un "point chaud" polarisé sur un disque d'accrétion dans un champ magnétique puissant. La matière rayonnante orbite à 30% de la vitesse de la lumière juste à l'extérieur de l'orbite circulaire stable la plus interne. [80]

Le 5 janvier 2015, la NASA a signalé avoir observé une éruption de rayons X 400 fois plus lumineuse que d'habitude, un record, depuis Sagittarius A*. L'événement inhabituel peut avoir été causé par la rupture d'un astéroïde tombant dans le trou noir ou par l'enchevêtrement de lignes de champ magnétique dans le gaz s'écoulant dans Sagittarius A *, selon les astronomes. [81]

En dehors de la Voie Lactée Modifier

Des preuves dynamiques sans ambiguïté des trous noirs supermassifs n'existent que dans une poignée de galaxies [83], notamment la Voie lactée, les galaxies du groupe local M31 et M32, et quelques galaxies au-delà du groupe local, par ex. NGC 4395. Dans ces galaxies, la vitesse quadratique moyenne (ou rms) des étoiles ou du gaz augmente proportionnellement à 1/r près du centre, indiquant une masse ponctuelle centrale. Dans toutes les autres galaxies observées à ce jour, les vitesses rms sont plates, voire en baisse, vers le centre, ce qui rend impossible d'affirmer avec certitude qu'un trou noir supermassif est présent. [83] Néanmoins, il est communément admis que le centre de presque toutes les galaxies contient un trou noir supermassif. [84] La raison de cette hypothèse est la relation M-sigma, une relation étroite (faible dispersion) entre la masse du trou dans la dizaine de galaxies avec des détections sûres, et la dispersion de vitesse des étoiles dans les renflements de celles-ci. galactique. [85] Cette corrélation, bien que basée sur seulement une poignée de galaxies, suggère à de nombreux astronomes une forte connexion entre la formation du trou noir et la galaxie elle-même. [84]

La galaxie voisine d'Andromède, à 2,5 millions d'années-lumière, contient un (1,1–2,3) × 10 8 (110–230 millions) M trou noir central, nettement plus grand que celui de la Voie lactée. [86] Le plus grand trou noir supermassif à proximité de la Voie lactée semble être celui de Messier 87 (c'est-à-dire M87*), avec une masse de (6,4 ± 0,5) × 10 9 (environ 6,4 milliards) M à une distance de 53,5 millions d'années-lumière. [87] [88] La galaxie elliptique supergéante NGC 4889, à une distance de 336 millions d'années-lumière dans la constellation de Coma Berenices, contient un trou noir mesuré à 2,1 × 10 10 (21 milliards) M . [89]

Les masses de trous noirs dans les quasars peuvent être estimées par des méthodes indirectes soumises à une incertitude substantielle. Le quasar TON 618 est un exemple d'objet avec un trou noir extrêmement grand, estimé à 6,6 × 10 10 (66 milliards) M . [90] Son redshift est de 2,219. D'autres exemples de quasars avec de grandes masses estimées de trous noirs sont le quasar hyperlumineux APM 08279+5255, avec une masse estimée de 2,3 × 10 10 (23 milliards) M , et le quasar S5 0014+81, avec une masse de 4,0 × 10 10 (40 milliards) M , soit 10 000 fois la masse du trou noir du Centre Galactique de la Voie Lactée.

Certaines galaxies, comme la galaxie 4C +37,11, semblent avoir deux trous noirs supermassifs en leur centre, formant un système binaire. S'ils entrent en collision, l'événement créera de fortes ondes gravitationnelles. [91] On pense que les trous noirs supermassifs binaires sont une conséquence courante des fusions galactiques. [92] La paire binaire d'OJ 287, distante de 3,5 milliards d'années-lumière, contient le trou noir le plus massif d'une paire, avec une masse estimée à 18 milliards M . [93] En 2011, un trou noir super-massif a été découvert dans la galaxie naine Henize 2-10, qui n'a pas de renflement. Les implications précises de cette découverte sur la formation des trous noirs sont inconnues, mais peuvent indiquer que les trous noirs se sont formés avant les renflements. [94]

Le 28 mars 2011, un trou noir supermassif a été vu en train de déchirer une étoile de taille moyenne. [95] C'est la seule explication probable des observations ce jour-là d'un rayonnement X soudain et des observations à large bande de suivi. [96] [97] La ​​source était auparavant un noyau galactique inactif, et d'après l'étude de l'explosion, le noyau galactique est estimé être un SMBH avec une masse de l'ordre d'un million de masses solaires. Cet événement rare est supposé être un écoulement relativiste (de la matière étant émise dans un jet à une fraction significative de la vitesse de la lumière) d'une étoile perturbée par les marées du SMBH. On s'attend à ce qu'une fraction importante d'une masse solaire de matériau se soit accumulée sur le SMBH. Une observation ultérieure à long terme permettra de confirmer cette hypothèse si l'émission du jet décroît au taux prévu pour l'accrétion de masse sur un SMBH.

En 2012, les astronomes ont signalé une masse inhabituellement élevée d'environ 17 milliards de M pour le trou noir dans la galaxie lenticulaire compacte NGC 1277, qui se trouve à 220 millions d'années-lumière dans la constellation de Persée. Le trou noir putatif a environ 59 pour cent de la masse du renflement de cette galaxie lenticulaire (14 pour cent de la masse stellaire totale de la galaxie). [98] Une autre étude est parvenue à une conclusion très différente : ce trou noir n'est pas particulièrement trop massif, estimé entre 2 et 5 milliards de M avec 5 milliards de M étant la valeur la plus probable. [99] Le 28 février 2013, des astronomes ont signalé l'utilisation du satellite NuSTAR pour mesurer avec précision la rotation d'un trou noir supermassif pour la première fois, dans NGC 1365, signalant que l'horizon des événements tournait presque à la vitesse de la lumière. [100] [101]

En septembre 2014, les données de différents télescopes à rayons X ont montré que la galaxie naine extrêmement petite, dense et ultracompacte M60-UCD1 héberge en son centre un trou noir de 20 millions de masse solaire, représentant plus de 10 % de la masse totale de la galaxie. La découverte est assez surprenante, puisque le trou noir est cinq fois plus massif que le trou noir de la Voie lactée alors que la galaxie fait moins de cinq millièmes de la masse de la Voie lactée.

Certaines galaxies n'ont pas de trous noirs supermassifs en leur centre. Bien que la plupart des galaxies sans trous noirs supermassifs soient de très petites galaxies naines, une découverte reste mystérieuse : la galaxie cD elliptique supergéante A2261-BCG ne contient pas de trou noir supermassif actif, bien que la galaxie soit l'une des plus grandes galaxies connues. dix fois la taille et mille fois la masse de la Voie lactée. Étant donné qu'un trou noir supermassif ne sera visible que pendant son accumulation, un trou noir supermassif peut être presque invisible, sauf dans ses effets sur les orbites stellaires.

En décembre 2017, les astronomes ont signalé la détection du quasar le plus éloigné actuellement connu, ULAS J1342+0928, contenant le trou noir supermassif le plus éloigné, à un décalage vers le rouge signalé de z = 7,54, dépassant le décalage vers le rouge de 7 pour le quasar le plus éloigné connu auparavant. ULAS J1120+0641. [103] [104] [105]

En février 2021, les astronomes ont publié, pour la première fois, une image à très haute résolution de 25 000 trous noirs supermassifs actifs, couvrant quatre pour cent de l'hémisphère céleste Nord, basée sur des longueurs d'onde radio ultra-faibles, telles que détectées par le réseau à basse fréquence. (LOFAR) en Europe. [106]

Le rayonnement de Hawking est un rayonnement du corps noir qui devrait être libéré par les trous noirs, en raison d'effets quantiques à proximité de l'horizon des événements. Ce rayonnement réduit la masse et l'énergie des trous noirs, les faisant rétrécir et finalement disparaître. Si les trous noirs s'évaporent via le rayonnement de Hawking, un trou noir supermassif d'une masse de 10 11 (100 milliards) M s'évaporera dans environ 2×10 100 ans. [107] Certains trous noirs monstres dans l'univers devraient continuer à croître jusqu'à peut-être 10 14 M lors de l'effondrement des superamas de galaxies. Même ceux-ci s'évaporeraient sur une échelle de temps allant jusqu'à 10 106 ans. [108]


Le plus ancien trou noir supermassif connu ‘storm’ découvert par des scientifiques

Un trou noir supermassif à 13,1 milliards d'années-lumière de la Terre est à l'origine du premier exemple connu de tempête titanesque avec des vents se déplaçant à 1,1 million de miles par heure.

Des chercheurs utilisant l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) au Chili ont découvert les vents entraînés par le trou noir 800 millions d'années après le Big Bang.

Cette tempête titanesque est un signe révélateur que ces énormes trous noirs au centre des galaxies ont un « effet profond » sur la croissance des galaxies de l'univers primitif, disent les astronomes de l'Observatoire astronomique national du Japon (NAOJ)

L'équipe affirme qu'il s'agit de l'exemple le plus ancien encore observé de ce type de tempête provenant d'un trou noir qui est des millions à des milliards de fois plus massif que le Soleil.

Un trou noir supermassif à 13,1 milliards d'années-lumière de la Terre est à l'origine du premier exemple connu de tempête titanesque avec des vents se déplaçant à 1,1 million de miles par heure

LES TROUS NOIRS SUPERMASSIFS SONT AU CUR DES GALAXIES

Les trous noirs supermassifs sont des objets trouvés au cœur de la plupart des galaxies.

Ils ont une masse de millions à des milliards de fois la masse du Soleil et ne laissent rien s'échapper, pas même la lumière.

Dans la Voie lactée, le trou noir supermassif est connu sous le nom de Sagittaire A*.

Il existe également une classe de trous noirs ultramassifs, avec une masse d'au moins 10 milliards de fois la masse des fils.

Des trous encore plus gros, avec 100 milliards de fois la masse du soleil, ont été surnommés des trous noirs incroyablement grands.

Assis au centre de nombreuses grandes galaxies, y compris notre propre Voie lactée, il y a un trou noir supermassif et certains sont plus actifs que d'autres.

Ils ont découvert que la masse du trou noir est à peu près proportionnelle à la masse de la région centrale – ou renflement – de la galaxie qu'il habite.

"À première vue, cela peut sembler évident, mais c'est en fait très étrange", ont expliqué les auteurs de l'étude, ajoutant que les tailles des galaxies et des trous noirs diffèrent de 10 ordres de grandeur, avec des galaxies nettement plus grandes. .

« Sur la base de cette relation proportionnelle entre les masses de deux objets de taille si différente, les astronomes pensent que les galaxies et les trous noirs ont grandi et évolué ensemble grâce à une sorte d'interaction physique », ont-ils écrit.

Un vent galactique peut fournir ce type d'interaction physique entre les trous noirs et les galaxies - des vents plus importants ayant un impact sur la croissance galactique.

Un trou noir supermassif avale une grande quantité de matière. Lorsque cette matière commence à se déplacer à grande vitesse en raison de la gravité du trou noir, elle émet une énergie intense, qui peut pousser la matière environnante vers l'extérieur. C'est ainsi que le vent galactique est créé.

« La question est de savoir quand les vents galactiques sont-ils apparus dans l'Univers ? », explique Takuma Izumi, l'auteur principal du document de recherche.

‘C'est une question importante car elle est liée à un problème important en astronomie : comment les galaxies et les trous noirs supermassifs ont-ils coévolué ?’

En utilisant le grand champ du télescope Subaru, ils ont trouvé plus de 100 galaxies avec des trous noirs supermassifs dans l'Univers il y a plus de 13 milliards d'années.

Ensuite, l'équipe de recherche a utilisé la haute sensibilité d'ALMA pour étudier le mouvement du gaz dans les galaxies hôtes des trous noirs.

Des chercheurs utilisant l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) au Chili ont découvert les vents entraînés par le trou noir 800 millions d'années après le Big Bang

QU'EST-CE QU'ALMA ?

Au fond du désert chilien, l'Atacama Large Millimeter Array, ou ALMA, est situé dans l'un des endroits les plus secs de la Terre.

À une altitude de 16 400 pieds, soit environ la moitié de la hauteur de croisière d'un gros porteur et près de quatre fois la hauteur du Ben Nevis, les ouvriers devaient transporter des réservoirs d'oxygène pour achever sa construction.

Allumé en mars 2013, c'est le télescope au sol le plus puissant au monde.

Il est également le plus élevé de la planète et, avec près d'un milliard de livres sterling (1,2 milliard de dollars), l'un des plus chers du genre.

ALMA a observé la galaxie HSC J124353.93+010038.5 et capturé les ondes radio émises par la poussière et les ions carbone de la galaxie.

Une analyse détaillée des données ALMA a révélé qu'il existe un flux de gaz à grande vitesse se déplaçant à 500 km par seconde en J1243 + 0100 ou 1,1 million de miles par heure.

Ce flux de gaz a suffisamment d'énergie pour repousser la matière stellaire dans la galaxie et empêcher la formation d'étoiles.

C'est le plus ancien exemple observé d'une galaxie avec un vent énorme de taille galactique. Le précédent détenteur du record était une galaxie il y a environ 13 milliards d'années, donc cette observation repousse le début de 100 millions d'années.

L'équipe a également mesuré le mouvement du gaz silencieux dans J1243 + 0100 et a estimé la masse du renflement de la galaxie, sur la base de son équilibre gravitationnel, à environ 30 milliards de fois celle du Soleil.

La masse du trou noir supermassif de la galaxie, estimée par une autre méthode, était d'environ 1% de celle-ci, suggérant que la nouvelle méthode pourrait être plus précise.

Le rapport de masse du renflement au trou noir supermassif dans cette galaxie est presque identique au rapport de masse des trous noirs aux galaxies de l'Univers moderne.

Cette tempête titanesque est un signe révélateur que ces énormes trous noirs au centre des galaxies ont un « effet profond » sur la croissance des galaxies de l'univers primitif, selon les astronomes de l'Observatoire national d'astronomie du Japon (NAOJ)

Cela implique que la coévolution des trous noirs supermassifs et des galaxies se produit depuis moins d'un milliard d'années après la naissance de l'Univers.

"Nos observations soutiennent les récentes simulations informatiques de haute précision qui ont prédit que des relations coévolutives étaient en place même il y a environ 13 milliards d'années", commente Izumi.

« Nous prévoyons d'observer un grand nombre de ces objets à l'avenir et espérons clarifier si la coévolution primordiale observée dans cet objet est une image précise de l'univers général à cette époque. »

Les résultats ont été publiés dans The Astrophysical Journal.

LES TROUS NOIRS ONT UNE ATTRACTION GRAVITATIONNELLE SI FORTE, MÊME LA LUMIÈRE NE PEUT S'Échapper

Les trous noirs sont si denses et leur attraction gravitationnelle est si forte qu'aucune forme de rayonnement ne peut leur échapper, pas même la lumière.

Ils agissent comme des sources de gravité intenses qui aspirent la poussière et le gaz autour d'eux. On pense que leur attraction gravitationnelle intense est la raison pour laquelle les étoiles des galaxies orbitent autour.

Leur formation est encore mal connue. Les astronomes pensent qu'ils peuvent se former lorsqu'un grand nuage de gaz jusqu'à 100 000 fois plus gros que le soleil s'effondre dans un trou noir.

Beaucoup de ces graines de trous noirs fusionnent ensuite pour former des trous noirs supermassifs beaucoup plus grands, qui se trouvent au centre de chaque galaxie massive connue.

Alternativement, une graine de trou noir supermassif pourrait provenir d'une étoile géante, environ 100 fois la masse du soleil, qui finira par se transformer en un trou noir après avoir manqué de carburant et s'effondrer.

Lorsque ces étoiles géantes meurent, elles se transforment également en ‘supernova’, une énorme explosion qui expulse la matière des couches externes de l'étoile dans l'espace lointain.


Une brève fenêtre

Il n'y a eu qu'une courte période d'environ 1 seconde après le Big Bang pendant laquelle des trous noirs primordiaux ont pu se former. Mais dans le monde extrême de notre univers primitif en expansion, beaucoup de choses peuvent se produire en une seconde. Et plus tard dans cette fenêtre de temps les trous noirs primordiaux se sont formés, plus ils seraient massifs. Selon le moment exact où ils se sont formés, les trous noirs primordiaux pourraient avoir des masses aussi faibles que 10 à 7 onces (10 à 5 grammes), soit 100 000 fois moins qu'un trombone, jusqu'à environ 100 000 fois plus que le Soleil. L'idée de trous noirs aussi minuscules a intrigué l'astrophysicien Stephen Hawking, qui a exploré leurs propriétés mécaniques quantiques. Ce travail a conduit à sa découverte en 1974 que les trous noirs peuvent s'évaporer avec le temps. Et tandis que Hawking a finalement réalisé qu'un grand trou noir s'évaporerait en plus de temps que l'univers ne l'a été jusqu'à présent, de petits trous noirs pourraient en effet s'être évaporés ou le faire actuellement, selon leur masse. Hawking a calculé que tout trou noir primordial avec une masse supérieure à 1012 livres ([1012 kilogrammes] qui est bien inférieure à la masse de n'importe quelle planète, planète naine et la plupart des astéroïdes et comètes nommés dans notre système solaire) pourrait encore exister aujourd'hui, tandis que les moins massives auraient déjà disparu.Et selon leur masse (qui, rappelez-vous, dépend du moment où ils se sont formés), tous les trous noirs primordiaux laissés aujourd'hui pourraient parfaitement expliquer certains des problèmes en suspens en astronomie.


Événements de microlentille

Cependant, les astronomes n'ont pas observé ce genre d'événements de « microlentille ». Cela n'exclut pas l'existence de trous noirs primordiaux, mais cela impose des limites importantes à leur nombre.

Un autre facteur important est le nombre de trous noirs d'origine stellaire qu'il devrait y avoir. Cela dépend de la fréquence à laquelle ils ont dû se former tout au long de l'histoire de l'univers. Encore une fois, il existe de nombreuses théories sur la façon dont cela aurait pu se produire dans les amas d'étoiles, dans les nuages ​​​​de gaz, etc.

Pour les astronomes qui étudient l'ensemble de données des collisions de trous noirs, l'objectif est de prendre en compte tous ces facteurs concurrents pour voir quelles théories et contraintes sont cohérentes avec les données et lesquelles ne le sont pas. Cela s'avère être une tâche difficile, mais la dernière étude l'a réussi.

Cette étude utilise une technique statistique puissante appelée analyse bayésienne. Il prend en compte un large éventail de théories sur la façon dont les trous noirs d'origine stellaire se seraient ajoutés à une population de trous noirs primordiaux de l'univers primitif.

De cette façon, il peut montrer que les trous noirs sont si communs que la formation stellaire ne peut pas tous les expliquer. Il doit donc y avoir également une population importante de trous noirs primordiaux. "La preuve d'une population primordiale est nettement favorisée par rapport à l'hypothèse nulle", a déclaré l'équipe.

C'est un résultat intéressant, notamment parce que les trous noirs primordiaux peuvent être en mesure d'aider un autre mystère important. C'est que l'univers semble être rempli de matière noire que nous ne pouvons pas voir mais a néanmoins une attraction gravitationnelle sur ce que nous pouvons voir.

Personne ne sait de quoi est faite la matière noire, mais une théorie est que les trous noirs primordiaux pourraient expliquer cette masse. Les nouvelles preuves de l'existence des trous noirs primordiaux aideront les astrophysiciens à la recherche de candidats à la matière noire pour affiner leurs recherches.

Cependant, le cas des trous noirs primordiaux n'est pas encore complet. "Nos résultats suggèrent la possibilité alléchante que LIGO/Virgo ait déjà détecté des trous noirs formés après le gonflage", a déclaré l'équipe.

C'est peut-être alléchant, mais pas encore certain. Les astrophysiciens auront besoin de plus de données pour en être certains et pour cela ils devront attendre la prochaine génération de détecteurs d'ondes gravitationnelles qui sont actuellement en cours de conception.