Les trous noirs précoces.

Rappels 

Supputés il y a un certain nombre de siècles sur la seule base d’un raisonnement logique, les trous noirs continuent d’animer les recherches scientifiques. In extenso : si -comme le laisse supposer la loi de Newton- les masses s’attirent alors, elles ont une tendance naturelle à s’agréger.

Par conséquent, un ensemble de masses chimiquement inertes livrées à elles-mêmes finira par s’effondrer sur elle-même de sorte à former un agrégat qui aura la fâcheuse propriété de capter tout ce qui passe à sa proximité, y compris et pourquoi pas : la lumière. D’où leur nom.

La publication très médiatisée de la première image (reconstituée à grand renfort d’algorithme) d’un spécimen de cet étrange phénomène physique aurait pu faire croire à une accalmie sur le front des investigations. Il n’en est rien.

La ruée vers encore plus de savoir tient au fait que des observations récentes révèlent l’existence de trous noirs supermassifs (M ~ un ou deux milliards de fois la masse solaire !) à une époque ancienne de l’histoire universelle. Epoque à laquelle très peu d’étoiles étaient déjà présentes [01].

Ces observations, loin d’être anodines, interrogent une fois de plus les bases de notre cosmologie. En effet, puisque nous savons aussi depuis quelques années que de très nombreuses galaxies abritent un trou noir en leur centre, le scénario majoritairement admis de nos jours est qu’un centre galactique se forme par l’accrétion progressive des masses présentes dans une région donnée de l’univers et que cette agglutination finit par donner naissance à un trou noir. Ce qui se figure de la manière très simplifiée suivante :

Etoiles → Etoile massive → effondrement en supernova → trou noir

Ce scénario, apparemment logique, ne peut s’appliquer aux trous noirs supermassifs précoces puisqu’ils apparaissent à un moment où le nombre des étoiles ne permettrait pas d’atteindre la masse observée.

Puisque nous faisons confiance à nos mesures, la recherche d’un scénario plausible devient une nécessité. De nombreuses propositions ont déjà été émises mais aucune ne donne entière satisfaction à ce jour. Par exemple, dans [01] et [02], la notion de réensemencement ionique est évoquée puis écartée.

Lentement, le scénario d’un halo gazeux originaire (jeune) dépourvu de métaux, parcouru par de fortes turbulences et s’effondrant sur lui-même fait son chemin ; il est déjà évoqué en 2013 dans [01].

Ce qu’il faut en retenir ? Un équilibre compétitif entre des radiations centrifuges et la pression gravitationnelle centripète s’installerait. La limite d’Eddington [05] désigne les situations où les deux forces s’équilibrent. La vitesse d’accrétion de Eddington et la luminosité de Eddington joueraient un rôle déterminant dans la formation de ces super-géants.

Les auteurs de [03] montrent par exemple que les galaxies du type NLS1 ont un fort taux d’accrétion mais une luminosité à la limite d’Eddington. Ils en déduisent que le centre de ces galaxies devraient préférentiellement se concevoir comme un trou noir de Kerr (en rotation) et non pas comme un trou noir statique de Schwarzschild.

Diverses simulations numériques explorent ce nouveau scénario, [03], [04], et espèrent démontrer qu’il est la bonne réponse à l’énigme observationnelle.

© Thierry PERIAT, première publication le 15 novembre 2019.

[01] Black hole formation in the early universe; arXiv: 1304.0962v2 [astro-ph.CO], 16 May 2013.

[02] Supermassive black holes in the early universe; arXiv: 1511.05494v1 [astro-ph.GA], 17 November 2015.

[03] Super-Eddington accretion rates in narrow line Seyfert 1 galaxies; arXiv: astro-ph/0407181v1, 8 July 2004 – paru en 2018.

[04] The Mass Function of Supermassive Black Holes in the Direct-collapse Scenario; Astrophysical Journal Letters, 2019; doi: 10.3847/2041-8213/ab2646.

[05] Contenu soumis à la licence CC-BY-SA 3.0. Source : Article Limite d'Eddington de Wikipédia en français (auteurs).