Nous republions ici le résumé et l’introduction d’un article qui vient de publier Stinger
Publié: 19 janvier 2024
Il n’y a probablement pas de trou noir au centre du Soleil. Malgré ce détail, notre objectif dans cet ouvrage est de convaincre le lecteur de l’intérêt de cette question et du bien-fondé des travaux sur l’étude des étoiles dotées d’un trou noir central. Si les trous noirs primordiaux existent, ils pourraient être présents en nombre suffisant pour expliquer la matière noire dans l’univers. Bien que les trous noirs primordiaux puissent se former à presque n’importe quelle masse, la fenêtre de masse des astéroïdes comprise entre \(10^{-16} – 10^{-10}\ \textrm{M}_{\odot }\) reste un candidat viable pour la matière noire et ces trous noirs pourraient être capturés par des étoiles lors de leur formation. Une telle étoile, alimentée en partie par la luminosité d’accrétion d’un trou noir microscopique en son cœur, a été appelée « étoile de Hawking ». L’évolution stellaire des étoiles de Hawking est très complexe et nécessite des modèles d’évolution stellaire détaillés, qui ont été développés dans nos travaux récents. Nous présentons ici des modèles évolutifs complets d’étoiles Hawking de masse solaire utilisant deux schémas d’accrétion : l’un avec une efficacité radiative constante, et l’autre, nouveau dans ce travail, qui utilise une efficacité radiative adaptative pour modéliser les effets du piégeage des photons.
1 Introduction
Se demander si le Soleil, ou n’importe quelle étoile, possède un trou noir central revient à s’interroger sur la matière noire. Si les preuves de son existence sont désormais accablantes, la nature fondamentale de la matière noire échappe à toute explication. Il ressort clairement des observations de la nucléosynthèse du Big Bang, du fond diffus cosmologique, de la structure à grande échelle, de l’effet de lentille d’amas, des courbes de rotation des galaxies spirales et des dispersions de vitesse des galaxies elliptiques, parmi une longue liste d’autres observations, que la majeure partie de la matière de l’univers n’interagit tout simplement pas électromagnétiquement (pour une revue, voir Young 2017 ). Il est à noter que ces observations sont indépendantes les unes des autres et couvrent le temps cosmique, sondant l’abondance de matière noire depuis les premières minutes de l’univers jusqu’à nos jours, et concordent toutes avec la conclusion selon laquelle 85 % de la masse de l’univers est invisible et donc sombre .
La composition de cette matière invisible est inconnue et les candidats sont trop nombreux pour être énumérés ici, mais peuvent être regroupés en fonction de leurs masses. Les théories microscopiques de la matière noire consistent généralement en de nouvelles particules au-delà du Modèle Standard (voir Sect. 27.5 dans Zyla et al. 2020 ). En revanche, les candidats macroscopiques peuvent être des composites de nouvelles particules provenant d’un secteur sombre entier, mais de nombreux candidats ne nécessitent que la physique du Modèle Standard, comme les pépites de quarks, les strangelets et, plus particulièrement, les trous noirs primordiaux (Alcock et al. 1993 ; Witten 1984 ; Hawking 1971 ).
Les trous noirs primordiaux (TPJ), des trous noirs qui se sont peut-être formés aux premiers instants de l’univers, sont un candidat populaire à la matière noire. Les fluctuations stochastiques de densité dans l’univers primitif pourraient avoir produit des régions surdenses qui se sont effondrées sous l’effet de leur propre gravité, produisant un grand nombre de TJP (Carr et Kühnel 2020 ). Alors que ceux dont la masse est inférieure à environ \(10^{15}\) g auraient pu s’évaporer en raison des pertes par rayonnement de Hawking à l’âge actuel de l’univers, ceux dont la masse est supérieure à cette limite n’ont pratiquement pas rayonné de masse en raison de la forte corrélation entre la luminosité du rayonnement de Hawking et la masse ( \(L \propto M_{\textrm{BH}}^{-2}\) , de sorte que la durée de vie des trous noirs s’échelonne comme \(\tau _{\textrm{BH}} \propto M_{\textrm{BH}}^{3}\) ). Les contraintes d’observation sur les PBH de masses monochromatiques sont désormais très strictes et limitent les PBH, en tant qu’ensemble de la matière noire, à quelques fenêtres de masse. Ce travail se distingue par la faible fenêtre de masse comprise entre \(10^{-16} – 10^{-10}\) \(\textrm{M}_{\odot}\) , comparable à celle des astéroïdes (Carr et Kühnel 2022 ).
Malgré les contraintes invoquées, les PBH demeurent un candidat convaincant à la matière noire pour plusieurs raisons. Premièrement, leur formation ne nécessite pas nécessairement une nouvelle physique au-delà du Modèle standard (Carr et al. 2021 ). Deuxièmement, leur mécanisme de production naturel est simple, issu des fluctuations de densité de l’Univers primordial. Enfin, il existe désormais des preuves suggérant leur existence sur de larges plages de masse (voir Carr et al. 2023 pour une revue).s Si des PBH de faible masse existent et sont nombreux, il est possible que les étoiles puissent les capturer (Lehmann et al. 2022 ). L’hypothèse selon laquelle les étoiles pourraient abriter des PBH centraux, y compris le Soleil, est bien fondée dans la littérature. Dans son travail fondateur, Hawking ( 1971 ) estime que jusqu’à \(10^{-16}\) \(\textrm{M}_{\odot}\) de PBH auraient pu être capturés par le Soleil, et cette idée est depuis longtemps envisagée dans la littérature sérieuse. Par exemple, avant la découverte des oscillations des neutrinos, Clayton et al. ( 1975 ) ont suggéré que les deux tiers de la luminosité du Soleil pourraient être fournis par l’accrétion sur un trou noir central, plutôt que par la fusion, expliquant ainsi le déficit de neutrinos.
Il est peu probable que les étoiles capturent les PBH après leur formation (Montero-Camacho et al. 2019 ). Un PBH de vitesse finie et tombant de l’infini sera accéléré au-delà de la vitesse d’échappement et transitera rapidement par l’étoile. L’échelle de temps de transit est petite comparée aux échelles de temps d’amortissement dues à l’accrétion et au frottement dynamique, de sorte qu’il est très peu probable que le PBH se lie gravitationnellement à l’étoile ou au système. La capture ne devient probable que pour les transits de PBH à travers des objets plus denses tels que les naines blanches ou les étoiles à neutrons. Les conséquences observationnelles de la capture d’un PBH par une étoile à neutrons peuvent inclure des sursauts radio rapides (Abramowicz et al. 2018 ), par exemple. Bien que la capture par des étoiles de la séquence principale soit peu probable, il est beaucoup plus probable qu’un PBH se lie à une étoile lors de sa formation en raison de la nature dépendante du temps du potentiel gravitationnel d’un nuage en effondrement. Français Le problème de la capture lors de la formation des étoiles est difficile, mais des auteurs antérieurs l’ont étudié et ont montré qu’il pourrait être tout à fait probable dans les halos de masse plus faible avec des distributions de vitesse plus lentes, en particulier ceux trouvés dans les galaxies naines ou peut-être dans l’univers primitif (Esser et Tinyakov 2023 ). En effet, les arguments sont désormais abondants dans la littérature montrant que si les PBH de masse astéroïde existent en grand nombre, on devrait nécessairement s’attendre à ce que quelques-uns soient capturés par les étoiles (Capela et al. 2013 , 2014 ; Montero-Camacho et al. 2019 ).
Pour de nombreux lecteurs, l’intuition astrophysique suggère qu’une étoile captant un PBH aura une vie courte et ne ressemblera en rien à une étoile durant cette vie. Cependant, nous montrerons que les étoiles avec des PBH de très faible masse pourraient avoir une vie très longue, nombre d’entre elles survivant à toute leur phase de séquence principale. En fin de compte, l’évolution est très sensible à la physique de l’accrétion, qui fait l’objet des sections suivantes.
Une grande partie de la théorie de l’accrétion des étoiles avec des trous noirs centraux a été développée pour les « quasi-étoiles », des objets semblables à des étoiles de plusieurs milliers de masses solaires qui ont pu exister dans l’univers primitif et qui ont été alimentés par l’accrétion sur un trou noir central (Begelman et al. 2008 ; Ball et al. 2011 , 2012 ). Plus récemment, ces modèles d’accrétion ont été adaptés aux étoiles de la séquence principale à l’échelle stellaire avec des PBH de masse d’astéroïde dans leur cœur par Bellinger et al. ( 2023 ). Pour distinguer les quasi-étoiles traditionnelles du scénario où une étoile semblable au Soleil capture un PBH proposé par Hawking ( 1971 ), Bellinger et al. ( 2023 ) ont proposé d’appeler ces objets « étoiles de Hawking ».
Ce travailleur est une introduction aux étoiles de Hawking et est à la fois un complément et une extension de notre travail récent, Bellinger et al. ( 2023 ). Nous commençons par une estimation des taux de capture PBH dans la Sect. 2 . Nous présentons une brève description de notre implémentation dans le code d’évolution stellaire Mesa dans la Sect. 3 , et une théorie de base de l’accrétion des trous noirs dans les étoiles de Hawking dans la Sect. 4 . Dans la Sect. 4.3 nous présentons des modèles d’évolution stellaire pour une gamme de masses de germes en utilisant le schéma d’accrétion de Bellinger et al. ( 2023 ). Dans la Sect. 4.4 , nous présentons un nouveau modèle d’accrétion développé pour ce travail qui prend en compte le piégeage des photons, ainsi que des modèles détaillés d’évolution stellaire.
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