On donne depuis presque 50 ans le nom de soleil noir à ce qui se produit lorsqu’une étoile passe trop près d’un trou noir supermassif. Le phénomène ne peut pas être observé directement mais a donné lieu à des simulations informatiques dont certaines des prédictions ont vérifiées, mais dont d’autres ne l’ont pas encore été. Une nouvelle simulation pourrait apporter la clé de l’énigme en montrant qu’il se formerait une enveloppe de matière chaude quasi sphérique autour de ces astres compacts se trouvant au cœur des galaxies, produisant ce que l’on peut appeler des soleils noirs.
Daniel Price, professeur d’astrophysique à l’université Monash en
Australie a écrit un article dans lequel il explique les résultats
qu’il a obtenus avec des collègues. L’article est en accès libre
sur arXiv. Nous en donnons ici un résumé.
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L’article précise la description de ce que l’on nomme Tidal disruption event (ou TDE), ce qui peut se traduire par « évènement de rupture par effet de
marée ». Un TDE se produit avec une étoile dont la trajectoire
est trop rapprochée d’un trou noir supermassif. Les forces de marée du trou noir compriment l’étoile jusqu’à produire ce que l’on a nommé une crêpe stellaire en raison de la forme de la déformation causée par ces forces. L’étoile peut finir par exploser et ses débris sont avalés par le trou noir.
Les TDE ont été théorisés pour la première fois par Jack G. Hills, Juhan Frank et Martin Rees au cours des années 1970 sur une idée de Lynden-Bell (1969) qui voulait en faire la source d’énergie des quasars et des noyaux actifs des galaxies de Seyfert.
Mais il a fallu attendre le début des années 1980 pour que des investigations sérieuses conduisant à des modèles et des simulations numériques précises soient entreprises. À cet égard, on peut considérer que Jean-Pierre Luminet et Brandon Carter, tous deux à l’Observatoire de Paris à cette époque, en sont les pionniers, comme le montre une publication dans le journal Nature en 1982, suivie d’une autre dans Astronomy & Astrophysics en 1983. Les deux astrophysiciens relativistes ont montré dans cet article qu’un TDE avec un trou noir supermassif conduisait les forces de marée à comprimer l’étoile jusqu’à produire « une crêpe stellaire ». Un TDE peut aussi donner lieu à un processus de « spaghettification ».
Les crèpes stellaires
Mais, regardons de plus près ce qu’est le phénomène des crêpes stellaires. Pour mieux le comprendre, on peut commencer par remonter aux travaux d’Édouard Roche, le mathématicien et astronome français à l’origine de la limite de Roche. Elle exprime le fait qu’il existe une distance limite d’approche d’un petit corps céleste au voisinage d’un corps plus grand.
L’écrasement d’une étoile par les forces de marée d’un trou noir géant se traduit par la déformation progressive de l’étoile dans son plan orbital puis dans la direction perpendiculaire (vue par la tranche). Initialement, les forces de marée sont faibles et l’étoile reste pratiquement sphérique. Puis l’étoile pénètre dans le rayon de marée et est dès lors condamnée. Sa configuration se rapproche d’abord de celle d’un cigare, puis d’une crêpe. Plus loin, sur son orbite, l’étoile finit par se dissocier en fragments gazeux.
En deçà, les forces de marée du corps principal sont si importantes qu’elles disloquent le petit corps, incapable de maintenir sa cohésion sous sa propre gravité. Originellement limitée aux planètes, la notion de limite de Roche a été étendue à la stabilité des amas globulaires et des petites galaxies approchant des grandes – on parle alors de rayon de marée. Cette même notion de rayon de marée est utilisée aussi lorsqu’une étoile approche d’un trou noir.
On peut estimer qu’il se produit environ un TDE par galaxie tous les 100 ans, ce qui veut dire qu’avec ses capacités à surveiller un grand nombre de galaxies à la recherche d’événements transitoires, comme des supernovae, le Large Synoptic Survey Telescope (LSST) – qui a récemment été rebaptisé en Observatoire Vera-C.-Rubin (Vera C. Rubin Observatory) – pourrait en voir quelques milliers par an dans le domaine visible.
Toutefois, selon Daniel Price, un article de Martin Rees en 1988 allait plus tard conduire à une énigme : « la théorie de Rees prévoyait que la moitié des débris de l’étoile resteraient liés au trou noir, entrant en collision avec lui-même pour former un tourbillon de matière chaude et lumineuse connu sous le nom de disque d’accrétion. Le disque serait si chaud qu’il devrait émettre une quantité abondante de rayons X.
Mais, à la surprise générale, la plupart des plus de 100 événements de perturbation par marée potentiels découverts à ce jour se sont révélés briller principalement dans les longueurs d’onde visibles, et non dans les rayons X. Les températures observées dans les débris ne sont que de 10 000 degrés Celsius. C’est comme la surface d’une étoile modérément chaude, non pas les millions de degrés attendus du gaz chaud autour d’un trou noir supermassif.
La taille déduite de la matière brillante autour du trou noir est encore plus étrange : plusieurs fois plus grande que notre Système solaire et s’étendant rapidement loin du trou noir à quelques pour cent de la vitesse de la lumière
Sachant qu’un trou noir d’une masse d’un million de masses solaires est à peine plus grand que notr Soleil, la taille énorme de la boule de matière brillante déduite des observations a été une surprise totale.
Les astrophysiciens ont émis l’hypothèse que le trou noir devait être en quelque sorte étouffé par la matière lors de la perturbation pour expliquer l’absence d’émission de rayons X, mais jusqu’à présent personne n’a été en mesure de montrer comment cela se produit réellement. C’est là que nos simulations entrent en jeu ».
Price et ses collègues ont donc décidé d’utiliser l’un des superordinateurs les plus puissants d’Australie pour y voir plus clair en ce qui concerne le processus d’accrétion de la matière de l’étoile subissant un TDE. Il leur a fallu plus d’un an de calculs pour obtenir des réponses. Les images extraites de la simulation montrent ce qui se passe sur une année lorsqu’une étoile de la masse du Soleil subit un TDE avec un trou noir supermassif de Kerr en rotation, contenant de l’ordre du million de masses solaires et décrit dans le cadre de la théorie de la relativité générale
Il apparaît maintenant que 1 % seulement de la matière qui tombe vers le trou noir génère tellement de chaleur que cela alimente un flux de rayonnement extrêmement puissant et presque sphérique. En conséquence, ce n’est pas vraiment un disque d’accrétion qui se forme mais l’équivalent de l’enveloppe d’une étoile autour d’un corps qui serait un trou noir
Ce qui fait dire à Daniel Price que « la nouvelle simulation révèle pourquoi les TDE ressemblent en réalité à une étoile de la taille du Système solaire qui se dilate à quelques pourcents de la vitesse de la lumière, alimentée par un trou noir à l’intérieur. En fait, on pourrait même l’appeler un soleil-trou noir ».
Dans le film obtenu, c’est encore une étoile d’une masse solaire qui s’approche d’un trou noir sur une orbite marginalement liée (parabolique). La moitié de l’étoile se retrouve liée au trou noir. L’étoile s’étire encore en une longue ligne fine qui alimente le trou noir. Le résultat de cette alimentation est une boule de matière optiquement épaisse qui grandit autour du trou noir.
Ici, la visualisation montre une vue de la bulle en expansion, avec la densité et la température à la dernière surface de diffusion. C’est plus ou moins ce qui est observé par les télescopes dans le visible : une boule de matière optiquement épaisse en expansion de 10 à 100 UA (unité astronomique) avec une température photosphérique d’environ 10 000 K et qui s’étend à des vitesses d’environ 10 000 km/s. La simulation permet donc d’expliquer certains des mystères clés de la raison pour laquelle les TDE sont observés principalement aux longueurs d’onde dans le visible.
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Reference
[Subr2F2RENCEmitted on 14 Apr 2024 (v1), last revised 10 Jul 2024 (this version, v2)]
https://arxiv.org/abs/2404.09381
Eddington envelopes: The fate of stars on parabolic orbits tidally disrupted by supermassive black holes
Wed, 10 Jul 2024 00:05:31 UTC (5,232 KB)
Daniel J. Price (Monash), David Liptai (Monash), Ilya Mandel (Monash), Joanna Shepherd (Monash), Giuseppe Lodato (Univ. Milano), Yuri Levin (Columbia)
Stars falling too close to massive black holes in the centres of galaxies can be torn apart by the strong tidal forces. Simulating the subsequent feeding of the black hole with disrupted material has proved challenging because of the range of timescales involved. Here we report a set of simulations that capture the relativistic disruption of the star, followed by one year of evolution of the returning debris stream. These reveal the formation of an expanding asymmetric bubble of material extending to hundreds of astronomical units — an outflowing Eddington envelope with an optically thick inner region. Such envelopes have been hypothesised as the reprocessing layer needed to explain optical/UV emission in tidal disruption events, but never produced self-consistently in a simulation. Our model broadly matches the observed light curves with low temperatures, faint luminosities, and line widths of 10,000–20,000 km
| Cite as: | arXiv:2404.09381 [astro-ph.HE] |
| (or arXiv:2404.09381v2 [astro-ph.HE] for this version) | |
| https://doi.org/10.48550/arXiv.2404.09381 |
[v2] Wed, 10 Jul 2024 00:05:31 UTC (5,232 KB)
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