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Les trous noirs de masse intermédiaire

publié le , mis à jour le

À mi-chemin entre les trous noirs stellaires et leurs homologues supermassifs, il existerait des trous noirs de quelques centaines à plusieurs milliers de masses solaires. Ils apportent des indices sur l’évolution des galaxies.

Par Julien LAVALLE - Dossier Pour la Science N°75 - avril - juin 2012 -

Les trous noirs font aujourd’hui partie du bestiaire astrophysique classique. On connaît bien les trous noirs stellaires, dont la masse équivaut à quelques fois celle du Soleil, ainsi que leurs homologues supermassifs, de plusieurs millions à plusieurs milliards de masses solaires qui sont ancrés au coeur de certaines galaxies. Depuis la fin des années 1990, cependant, les observations en rayons X, corroborées par des données optiques, suggèrent qu’il existe des trous noirs de plusieurs milliers de masses solaires dans les galaxies proches et peut-être dans la nôtre. Conjecturés à la fin des années 1970, ces trous noirs qualifiés d’intermédiaires sont de moins en moins débattus. Ils pourraient avoir un rôle capital dans la formation et l’évolution des galaxies. En particulier, ils seraient les graines des trous noirs supermassifs. Avant d’évoquer en détail ces objets mystérieux, revenons sur les mécanismes généraux de formation des trous noirs.

En astrophysique, un trou noir est un objet massif dont le champ gravitationnel est si intense qu’il empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s’en échapper. L’astronome Karl Schwarzschild en a démontré dès 1916 l’existence, au sens mathématique, comme l’une des conséquences de la théorie de la relativité générale d’Einstein, édictée un an auparavant. Du point de vue formel, ce sont des singularités de l’espace-temps, c’est-à-dire des régions où le champ gravitationnel est infini. Ces objets « pathologiques » ont d’abord été l’objet d’études uniquement théoriques, ou apparaissaient dans des travaux sans être nommés.

Le théoricien indien Subrahmanyan Chandrasekhar prédit dans les années 1930 qu’il existe une masse limite, dite limite de Chandrasekhar, au-delà de laquelle, les forces de pression ne pouvant plus contrecarrer la gravité, un objet céleste doit s’effondrer sur lui-même. Bien que Chandrasekhar ne le précise pas, l’objet résultant peut être un trou noir (stricto sensu, ses travaux portent sur les naines blanches, mais la méthode est transposable à tout type d’objet céleste).

Les trous noirs posent encore aujourd’hui de nombreux problèmes théoriques, et la description du voisinage d’une singularité reste une question ouverte qui nécessite de nouvelles théories conjuguant gravité et mécanique quantique. Mais depuis l’observation du premier candidat trou noir, Cygnus X-1, en 1971, ils sont progressivement devenus des objets communs en astrophysique. À la fois étape ultime de l’effondrement d’un objet céleste massif et moteurs très puissants d’accrétion de matière, les trous noirs jouent un rôle majeur en astrophysique et en cosmologie, car ils apparaissent naturellement dans l’évolution et des étoiles et celle des galaxies.

Par définition impossibles à « voir » directement, les trous noirs sont trahis par des signatures observationnelles indirectes nombreuses : leur existence, longtemps contestée, ne fait plus de doute. En particulier, la matière attirée par le champ gravitationnel d’un trou noir l’est souvent sous forme d’un disque d’accrétion. Dans ce disque, la matière des couches internes perd de l’énergie par rayonnement et, ainsi refroidie, peut plonger plus profondément dans le puits gravitationnel. Les couches externes sont quant à elles partiellement chauffées par le rayonnement émis par les couches internes. Au final, le disque libère des rayons X révélateurs d’un trou noir.

Un écart immense

On distingue ainsi deux classes de trous noirs. La première est celle des trous noirs stellaires, de quelques masses solaires. On les observe facilement en rayons X s’ils accrètent de la matière arrachée à une étoile voisine ; pour les trous noirs comme pour leurs proches cousines, les étoiles à neutrons, on parle alors de systèmes binaires X.

La seconde classe est celle des trous noirs supermassifs. D’une masse de plusieurs millions à plusieurs milliards de masses solaires, ils résident au centre de certaines galaxies. En 1964, les théoriciens russes Yakov Zeldovich et Igor Novikov, d’une part, et l’Américain Edwin Salpeter, d’autre part, ont suggéré que seule l’accrétion de matière par des trous noirs de plusieurs millions de masses solaires pouvait être à l’origine de l’émission intense alors observée dans une large bande du spectre électromagnétique en direction de certaines galaxies qualifiées de ce fait de noyaux actifs de galaxies. Cette hypothèse sera ensuite validée.

L’accrétion de matière par des trous noirs gigantesques est sans doute responsable de l’éclat intense des galaxies dites actives. Ces ogres pourraient avoir pour origine des trous noirs intermédiaires, de quelques milliers de masses solaires, formés au tout début de l’Univers ESA/V. Beckman (NASA/GSFC)


Par ailleurs, les quasars, sources lumineuses très lointaines observées par spectroscopie dès la fin des années 1960, ont également été expliqués par la présence de trous noirs supermassifs situés dans des galaxies éloignées. En 1969, l’astrophysicien anglais Donald Lynden-Bell a proposé que les quasars et les noyaux actifs de galaxies soient des étapes particulières de l’évolution des galaxies, et que les trous noirs supermassifs en occupent toujours le centre après avoir épuisé leur disque d’accrétion.

Aujourd’hui, on observe bel et bien des trous noirs supermassifs dans le cœur des galaxies inactives par des méthodes cinématiques, c’est-à-dire en étudiant leur influence sur la trajectoire des étoiles ou du gaz dans leur voisinage. Le plus proche d’entre eux, de quatre millions de masses solaires, est au centre de notre Galaxie. Un écart immense en termes de masse sépare donc les trous noirs stellaires et les trous noirs supermassifs. Existe-t-il des trous noirs de masse intermédiaire qui combleraient le fossé ? La réponse à cette question est « oui, probablement », mais pour le comprendre, décrivons d’abord les mécanismes de formation des trous noirs.

Il s’agit pour l’essentiel d’une compétition entre les forces de pression et la gravité. La pression au sein d’un corps céleste autogravitant peut découler de la pression naturelle du gaz ou du rayonnement produit par celui-ci lorsqu’il se condense (dans un nuage de gaz), de réactions de fusion nucléaire, qui ont lieu lorsque la densité et la température sont suffisantes (dans le cœur des étoiles), de la pression de dégénérescence des électrons (dans une naine blanche), ou encore de la force nucléaire forte (dans une étoile à neutrons). La gravité découle de la masse.

Un effondrement inéluctable

Lorsque la gravité surpasse la pression, par exemple quand l’accrétion de matière s’achève, l’objet s’effondre sur lui-même. Si, de façon ultime, au terme d’une série d’effondrements, la gravité l’emporte, un trou noir se forme. Une étoile initialement peu massive, tel le Soleil, finit sous forme d’un objet compact (naine blanche).

L’effondrement d’une étoile massive (de plus de dix masses solaires) conduit à son explosion en supernova, dont il résulte une étoile à neutrons ou un trou noir selon la masse, mais peut aussi aboutir directement à un trou noir. Un trou noir stellaire est donc l’étape finale potentielle de l’évolution d’une étoile massive. Cependant, un trou noir stellaire issu d’une population d’étoiles jeunes ne peut en théorie excéder environ 20 masses solaires.

Dans les étoiles les plus massives, la présence d’éléments plus lourds que l’hélium (on parle de métallicité) induit en effet des vents stellaires très violents qui éjectent une grande partie de la masse initiale de l’étoile lorsqu’elle s’effondre, limitant ainsi celle des trous noirs résultants. La formation des trous noirs supermassifs est plus problématique. En effet, ces objets sont à l’origine des quasars, situés à des distances correspondant à un Univers âgé de quelques centaines de millions d’années seulement.

Comment des objets aussi massifs ont-ils pu se former en un temps si court ? De fait, un temps de l’ordre de l’âge de l’Univers (13,7 milliards d’années) serait nécessaire pour qu’un trou noir stellaire grossisse jusqu’à plusieurs centaines de millions de masses solaires par simple accrétion de matière. Pour trouver des pistes probantes, on doit aborder cette question dans un cadre plus global, celui de la formation et de l’évolution des galaxies. En 1978, l’astronome britannique Martin Rees a posé les jalons d’une théorie de la formation et de l’évolution des galaxies où les trous noirs supermassifs jouent un rôle majeur : en fonction de la masse du trou noir central, de sa formation, de la distribution de gaz et d’étoiles dans la protogalaxie, différents types de galaxies vont émerger.

On sait aujourd’hui qu’un trou noir massif influe notablement sur la régulation dynamique et énergétique de l’objet qui l’abrite, tout au long de son histoire et quelle que soit sa taille. Mais, à la fin des années 1970, le scénario de formation de ces trous noirs supermassifs est seulement à l’état d’ébauche. Deux hypothèses dominent : effondrement de très lourds nuages de gaz moléculaire, ou agrégation d’étoiles. Si cette dernière idée est claire, la première est encore en friche.

En 1984, l’astrophysicien J. Richard Bond, de l’Université de Chicago, et deux de ses collègues, W. David Arnett et Bernard Carr en démontrent toutefois la pertinence. Ils se fondent sur le fait que dans l’Univers jeune, le gaz primitif peut créer des étoiles extrêmement massives et donner naissance à des trous noirs beaucoup plus massifs que les trous noirs stellaires ordinaires. Comment ? La composition du gaz primitif est dominée par l’hydrogène et l’hélium. Les noyaux plus lourds sont quasi absents, précisément parce qu’ils n’ont pas encore été synthétisés par la fusion nucléaire au sein des étoiles.

(Philippe Mouche)

Dans ce milieu à métallicité nulle, des nuages gazeux très massifs – jusqu’à plusieurs milliers de masses solaires – peuvent se former et s’effondrer sur eux-mêmes sans se fragmenter comme c’est le cas dans un milieu plus riche en éléments lourds, et ainsi donner naissance à des protoétoiles extrêmement massives. Ces premières étoiles, dites de population iii, n’ont jamais été observées.

La première génération d’étoiles

En l’absence d’espèces atomiques lourdes et à l’abri du rayonnement stellaire inexistant, c’est la présence aussi bien que la formation de molécules d’hydrogène neutre qui refroidissent efficacement et permettent un effondrement rapide de ces protoétoiles. En outre, dans ces étoiles de première génération, à l’inverse des étoiles de deuxième ou troisième génération, les temps caractéristiques de démarrage des phases successives de fusion nucléaire (fusion de l’hydrogène, puis de l’hélium, puis du carbone, etc.) sont plus longs que le temps caractéristique de l’effondrement gravitationnel à cause de l’énorme masse mise en jeu. Les forces de pression ne sont donc en théorie presque jamais suffisantes pour résister longtemps à l’effondrement.

En d’autres termes, les étoiles de population III doivent avoir une durée de vie très courte (de l’ordre d’un million d’années) et s’effondrent presque toutes en trous noirs sans avoir eu le temps de briller bien longtemps, d’où la difficulté de les observer ! Par ailleurs, du fait de la métallicité nulle, leur vent stellaire est négligeable et elles n’éjectent que très peu de matière durant leur courte vie, contrairement aux étoiles massives actuelles. Lorsqu’elles s’effondrent en trous noirs, ceux-ci sont ainsi presque aussi massifs que les nuages de gaz initiaux.

Les étoiles de population III sont ainsi susceptibles d’avoir donné naissance à des trous noirs de plusieurs dizaines à plusieurs milliers de masses solaires, voire plus encore : les trous noirs de masse intermédiaire. Plus précisément, ils se répartissent en deux échelles de masse : de 40 à 140 masses solaires environ, et au-delà de 260 masses solaires. Entre ces deux limites, les étoiles sont instables et explosent en supernova en expulsant toute leur matière.

Comment ces trous noirs intermédiaires résolvent-ils l’énigme de la formation des trous noirs supermassifs des quasars ? Parce que les trous noirs intermédiaires peuvent se former tôt dans l’Univers et avec une masse suffisante pour rapidement devenir supermassifs par accrétion de matière ou par coalescence avec leurs semblables ou bien encore lorsque les protogalaxies qui les hébergent entrent en collision.

En effet, l’accrétion étant d’autant plus efficace que le trou noir est massif, le temps nécessaire à la croissance d’un trou noir intermédiaire est donc plus court que celui des trous noirs stellaires classiques. Et la coalescence de trous noirs intermédiaires donne de façon plus rapide un objet beaucoup plus massif que le même processus mettant en jeu des objets de quelques masses solaires seulement.

Examinons les indices observationnels de l’existence de ces trous noirs intermédiaires. Ces indices se sont accumulés avec le développement des satellites d’observation des rayons X à partir des années 1990. En particulier, grâce aux campagnes d’observation menées sur de nombreuses galaxies proches avec le satellite Rosat, Edward Colbert et Richard Mushotzky ont isolé des sources de rayons X très intenses situées hors du centre des galaxies observées et assez différentes des binaires X stellaires.

Ces sources, nommées sources ultralumineuses en X, (ulx), en 1999 par Tsunefumi Mizuno et ses collègues de l’Université de Tokyo qui les ont étudiées à l’aide du satellite ASCA, sont beaucoup plus brillantes que les binaires X. La conversion « naïve » de cette luminosité en masse indique que les objets supposés les alimenter ont une masse de plusieurs centaines à plusieurs dizaines de milliers
de fois supérieure à celle du Soleil.

De mystérieuses sources X

En réalité, de telles sources très lumineuses en X avaient déjà été observées dès les années 1980 avec le satellite Einstein, mais la résolution de l’instrument était insuffisante pour conclure. Les satellites de la génération suivante, XMM-Newton et Chandra, à la précision accrue, ont permis au début des années 2000 de localiser les sources avec précision et de mesurer leur extension spatiale.

Plusieurs centaines de sources ULX ont aujourd’hui été recensées, mais leur interprétation en termes de trous noirs de masse intermédiaire fait toujours débat. L’estimation de la masse dépend du modèle d’accrétion sous-jacent et n’est guère précise : la frontière entre trous noirs de masse intermédiaire et trous noirs de binaires X n’est pas nette. En outre, il est difficile de relier de façon formelle ces observations au scénario plus fondamental de formation des trous noirs intermédiaires dans l’Univers jeune. Certaines sources ULX se trouvent dans des régions à fort taux de formation d’étoiles, où les étoiles sont jeunes par définition, et pourraient donc s’être formées récemment – peut-être par coalescence de jeunes trous noirs stellaires.

Mais le plus souvent, les galaxies contenant le plus de sources ULX sont les galaxies elliptiques, très massives et peuplées d’étoiles anciennes. Les ULX y sont observées surtout dans les amas globulaires, des groupes d’étoiles très vieilles. Paradoxalement, elles sont plus rares dans les amas globulaires des galaxies spirales : les trous noirs y seraient inactifs (donc invisibles) en l’absence de gaz interstellaire à engloutir. En effet, des reconstructions cinématiques réalisées à partir d’observations du télescope spatial Hubble suggèrent que plusieurs amas globulaires, tel M15 (satellite de la Voie lactée) ou G1 (satellite de la galaxie d’Andromède), abritent des trous noirs de plusieurs milliers de masses solaires.

Ces estimations conduisent aux mêmes relations entre la dispersion des vitesses d’étoiles et la masse du trou noir central que celles observées dans les galaxies. Cela trahirait un processus de formation commun aux amas globulaires et aux galaxies.

Matière sombre et trous noirs

En effet, plusieurs groupes ont recherché des trous noirs de masse intermédiaire dans des galaxies spirales sans bulbe central, a priori les moins massives de la classe des galaxies spirales. En utilisant les données spectroscopiques du grand sondage SDSS, on a notamment montré qu’une part minoritaire, mais non négligeable, de spirales sans bulbe abrite des trous noirs de type intermédiaire. Ces résultats ont été étayés par des observations en infrarouge (l’émission X est absorbée par un milieu dense, mais réémise en infrarouge) : environ dix pour cent des galaxies sans bulbe auraient des trous noirs centraux de masse intermédiaire. Ces derniers jouent donc un rôle sensible dans la formation et l’évolution des galaxies. Revenons à leur origine cosmologique.

Les trous noirs supermassifs jouent un rôle majeur dans l’évolution des galaxies, aussi est-il intéressant d’élaborer un scénario complet de formation à partir de trous noirs intermédiaires dans le cadre plus global de la formation et de l’évolution des grandes structures de l’Univers. Ce cadre cosmologique est fondé sur l’une des plus grandes énigmes de la physique moderne : la matière sombre. Introduite dès les années 1930 par l’astronome suisse Fritz Zwicky, la matière sombre est une substance encore inconnue qui interagirait surtout gravitationnellement avec la matière ordinaire et le rayonnement. Dans le modèle cosmologique standard actuel, elle représente près de 85 pour cent de la matière contenue dans l’Univers. Les particules exotiques massives susceptibles de constituer la matière noire sont activement recherchées au LHC, le grand collisionneur de hadrons du CERN, au même titre que le boson de Higgs.

La matière sombre est devenue un ingrédient indispensable des modèles de formation des galaxies et des grandes structures cosmiques. Non soumise à la pression du rayonnement dans l’Univers jeune, la matière sombre s’effondre par instabilité gravitationnelle plus tôt dans l’histoire que la matière ordinaire. Les concentrations de matière sombre creusent alors les premiers « puits de gravité », ou halos, où la matière ordinaire s’agrège ensuite, après avoir refroidi, sous forme de gros nuages d’hydrogène. La condensation de ces nuages donne naissance aux premières étoiles, puis aux premières galaxies.

Sans matière sombre, les galaxies ne pourraient pas se former en un temps suffisamment court : les plus anciennes observées existaient déjà 700 millions d’années à peine après le Big Bang.

Cet effondrement de la matière sombre en halo serait un préalable à la formation des trous noirs intermédiaires et supermassifs. Il existe plusieurs scénarios théoriques (voir Des courants froids pour alimenter des trous noirs, entretien avec Y. Dubois, page 110). Piero Madau, de l’Université de Californie à Santa Cruz, et M. Rees ont proposé en 2001 que les trous noirs de masse intermédiaire sont issus d’étoiles de population III de plusieurs centaines de masses solaires, formées lorsque l’Univers n’était âgé que de quelques centaines de millions d’années dans des halos de matière noire de plusieurs centaines de milliers de masses solaires particulièrement denses, et donc assez rares.

Ces trous noirs ont pu plonger au cœur des galaxies en formation, et grossir par accrétion ou par coalescence. Une galaxie comme la nôtre pourrait ainsi en abriter plusieurs milliers, qui erreraient, solitaires et invisibles, ou se manifesteraient comme des sources ULX s’ils se trouvaient dans un environnement adéquat.

En 2004, Savvas Koushiappas, de l’Université de l’Ohio, James Bullock, de l’Uniersité de Cambridge, et Avishai Dekel, de l’Université hébraïque de Jérusalem, ont proposé une alternative : les trous noirs de masse intermédiaire se formeraient très tôt dans des puits gravitationnels de matière noire très massifs, de l’ordre de un million de masses solaires, tournant lentement sur eux-mêmes. Ces conditions stabiliseraient le gaz sous forme d’un disque massif, qui s’effondre ensuite directement en trou noir sous l’effet d’instabilités gravitationnelles. Il en résulte des trous noirs intermédiaires monstrueux, de plusieurs centaines de milliers de masses solaires, qui pourraient eux aussi errer dans les galaxies par dizaines, et avoir servi de germes aux trous noirs supermassifs.

Les premières étoiles se sont effondrées en trous noirs presque aussi massifs que les nuages initiaux

Quels que soient les modèles, la formation de trous noirs intermédiaires dans l’Univers doit progressivement s’arrêter à mesure que les premières étoiles réionisent le gaz environnant et en augmentent la métallicité, induisant une pression qui freine l’effondrement et des vents stellaires qui disloquent les nuages gazeux. Des trous noirs intermédiaires primitifs ont donc pu se former en à peine quelques centaines de millions d’années. Notons qu’il s’en forme encore vraisemblablement aujourd’hui par coalescence d’objets compacts dans les amas d’étoiles.

P. Madau et al.

Enfin, les halos de matière sombre qui servent de berceau aux trous noirs de masse intermédiaire offrent en théorie une piste de les détecter. Si les propriétés de la matière noire sont conformes aux prédictions de la théorie supersymétrique, elle devrait s’annihiler dans les régions où elle est très concentrée, comme autour des trous noirs de masse intermédiaire. Bien que la densité de matière noire autour d’un trou noir soit difficile à prédire, Hong Sheng Zhao, de l’Observatoire national chinois, et Joe Silk, de l’Université d’Oxford, ont mis en avant en 2005 la possibilité de détecter le rayonnement gamma produit par cette annihilation.

Cette idée a été reprise et développée par d’autres équipes. Cependant, ces prédictions restent extrêmement improbables, comme Torsten Bringmann, à l’Institut desy, à Hambourg, en Allemagne, Pierre Salati, de l’Université de Savoie, et moi-même l’avons démontré.

Le cadre théorique de la formation des trous noirs dans un contexte cosmologique est désormais assez bien défini, mais les calculs explicites restent difficiles. Pour tester le scénario de formation des galaxies aux échelles cosmologiques, les théoriciens recourent ainsi à des simulations numériques. Ces simulations reproduisent assez bien les structures observées dans les grands relevés de galaxies, et sont un outil précieux pour comprendre la formation des premières étoiles.

Des simulations cosmologiques

Depuis quelques années, on étudie la formation des trous noirs intermédiaires et supermassifs grâce à ces simulations cosmologiques, en y incorporant des équations hydrodynamiques qui caractérisent l’effondrement de la matière ordinaire. La prise en compte de la pression, du rayonnement, des réactions nucléaires et des vents stellaires est néanmoins ardue.

Certaines simulations, telles celles de Tiziana Di Matteo, Volker Springel et Lars Hernquist, à l’Institut Max Planck de Munich, en 2005, tiennent compte des trous noirs de masse intermédiaire, et montrent comment ils peuvent grossir par accrétion et être à l’origine des quasars lorsque plusieurs protogalaxies fusionnent. En particulier, ces simulations reproduisent les corrélations observées dans les galaxies entre des quantités telles la masse du trou noir central et la dispersion des vitesses d’étoiles dans le bulbe galactique. Ainsi, le traitement de la croissance des trous noirs à partir des graines intermédiaires explique de nombreuses propriétés de ces objets et des galaxies en formation.

Les trous noirs de masse intermédiaire incarnent ainsi le lien manquant entre les trous noirs stellaires et les trous noirs supermassifs. Ils se révèlent être des objets fondamentaux, briques potentielles de la formation des galaxies. Bien que des indices observationnels tels que les sources ulx favorisent l’hypothèse d’une population importante de trous noirs intermédiaires au sein des galaxies, ils peuvent toutefois donner lieu à des interprétations différentes. La compréhension de ces sources X nécessite de plus amples observations.

Des signatures complémentaires, telles que les ondes gravitationnelles, supposées être émises entre autres lors de la coalescence des trous noirs, permettraient aussi d’en savoir plus sur ces objets. Toutefois, d’autres observations plus récentes ont mis en exergue la présence de trous noirs de masse intermédiaire dans environ dix pour cent des galaxies spirales les plus modestes, étayant leur rôle potentiellement important dans la formation des grandes structures. La route est encore longue vers un scénario consensuel, les simulations doivent encore progresser, mais les développements les plus récents sont très encourageants.

Articles

- T. Bringmann, J. Lavalle, et P. Salati, Intermediate
mass black holes and nearby dark matter point sources : a critical reassessment, in Phys. Rev. Lett., vol. 103, 161301, 2009.
- H.S. Zhao et J. Silk, Dark minihalos with intermediatemass
black holes, in Phys. Rev. Lett., vol. 95, 01130, 2005.
- M.Miller et E. Colbert, Intermediate-mass black holes, in IJMP, vol. D13, pp. 1-64, 2004.
- V. Bromm et R. Larson, The first stars, in ARA&A, vol. 42, pp. 79-118, 2004.
- R. Bond, W. Arnett et B. Carr, The evolution and fate of very massive objects, in ApJ, vol. 280,➥ pp. 825-847, 1984.


Publié avec l’aimable autorisation de M. Loïc MANGIN - magazine Pour la Science