Chapitre 3 : Développement des trous noirs

Figure 3-1 : Disque d’accrétion autour d’un trou noir dans un système d’étoile binaire.
Cette vue d’artiste montre une étoile « ordinaire » (à gauche) dont l’enveloppe gazeuse est si
étendue qu’elle a atteint le lobe de Roche, qui délimite les sphères d’attraction respective des
deux étoiles compagnes. Elle perd de la matière qui est accrétée par son compagnon, déjà
effondré en trou noir (à droite). Cette matière ne tombe pas directement sur le trou. Elle
tourne autour de lui, et doit perdre son moment angulaire (sa rotation) avant de pouvoir passer
l’horizon du trou noir. Durant cette période, la matière s’échauffe et rayonne de façon très
énergétique, jusqu’à des rayons X ou gamma. C’est ainsi que les trous noirs peuvent être
« vus ».
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Figure 3-2 : Le ballet des étoiles autour du centre de notre Galaxie.
La mesure des mouvements propres des diverses étoiles dans le plan du ciel, additionnée avec
celle des vitesses le long de la ligne de visée par effet Doppler, permet de reconstruire les
mouvements en 3 dimensions, et ainsi de mieux cerner la masse de l’objet central. Celui-ci est
si compact qu’il ne peut s’agir que d’un trou noir, dont la masse est ainsi évaluée à 4 millions
de masses solaires.
Sont portées avec des symboles différents les positions observées de 7 étoiles suivies pendant
une dizaine d’années, superposées aux orbites calculées de ces étoiles proches du noyau de la
Voie Lactée, notre Galaxie. La vitesse moyenne des étoiles est de 1000 km/s et plus (alors que
la vitesse du Soleil n’est que de 200km/s autour du centre de la Galaxie). Le centre
Sagittarius A* correspond au centre des coordonnées (0,0). Les orbites des étoiles de SO-2
(cercles pleins) et SO-16 (triangles) se sont approchés très près du trou noir, pour SO-16 à
moins de 45 unités astronomiques (6,7 milliards de km), à une vitesse de 12 000 km/s. Cette
distance correspond à 600 fois l’horizon du trou, qui est de 11 millions de km. (d’après Ghez
et al 2005).
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Figure 3-3 : Relation entre la masse du trou noir (axe vertical) et la masse du bulbe
d’une galaxie (axe horizontal). La pente de la droite est voisine de 1, en échelles
logarithmiques, ce qui signifie que la masse du trou noir est proportionnelle à la masse du
bulbe, avec un rapport de proportionnalité de 0,14 % (d’après Haering & Rix 2004) .
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Figure 3-4 : Evolution du nombre de quasars dans l’histoire de l’Univers.
La courbe pleine représente la densité volumique de quasars détectés en radio (points noirs)
en fonction du décalage vers le rouge z. Cette courbe montre que l’on a identifié la période où
se forment la plupart des quasars, et s’alimentent les trous noirs (décalage vers le rouge z~2,
c'est-à-dire entre 3 et 4 milliards d'années après le Big-Bang). La même tendance est obtenue
avec les quasars optiques (carrés vides), ce qui prouve que l’extinction par la poussière n'a pas
beaucoup d'effet (d’après Shaver et al 1999).
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Figure 3-5 : Représentation schématique de la ré-ionisation de l’Univers.
A gauche, une région de l’espace presque entièrement remplie d’hydrogène atomique neutre
(HI, représentée ici en jaune), avant la ré-ionisation. De premiers objets se forment, à environ
0.6% de l’âge de l’Univers (100 millions d’années). Ces objets (en bleu sur la figure) sont des
galaxies naines, et leur puits de potentiel est très peu profond. La température d’équilibre du
gaz dans ces puits est inférieure à 10 000 degrés, et typiquement le gaz photo-ionisé par les
étoiles va se recombiner. Mais l’hydrogène moléculaire dense qui s’était formé dans les puits
va être photo-dissocié.
Au milieu, viennent ensuite des structures plus massives, représentées par les points rouges,
vers 300 millions d’années. La température de ces structures est supérieure à 10 000 degrés, et
le gaz ionisé va pouvoir commencer à s’étendre dans l’espace inter-galactique.
A droite, vers 600 millions d’années après le Big-Bang, les régions ionisées (HII) autour des
galaxies prennent du volume et se rejoignent, ionisant ainsi de grandes fractions de l’Univers.
La fin de l’époque de ré-ionisation est proche.
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Figure 3-6 : Source radio double, deux paires de jets et trou noir binaire en formation.
La source radio 3C 75 est constituée de l’émission radio synchrotron (en bleu) des jets radio
provenant de deux galaxies au centre de l’amas Abell 400. L’image optique montrant les
galaxies de l’amas est en rouge. Les deux paires de jets proviennent des trous noirs des
noyaux des deux galaxies centrales. Ces galaxies se déplacent à grande vitesse dans l’amas,
qui est rempli de gaz très chaud, émettant des rayons X. Cela équivaut à un vent
intergalactique qui courbe les jets vers l’arrière, comme l’écharpe d’un coureur.
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Figure 3-7 : Courbe de lumière du quasar OJ 287, dans le domaine visible. Le quasar
correspond sans doute à un trou noir binaire, et la période de rotation d’un trou noir autour de
l’autre est détectée dans les variations de lumière du quasar. Cette courbe historique reproduit
les variations de luminosité sur un siècle. On voit dans l’évolution récente des sursauts de
période de 11,86 années (d’après Pursimo et al 2000).
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Figure 3-8 : Distribution en décalage vers le rouge des 23 000 quasars du catalogue 2dF,
dont les spectres ont été obtenus avec le télescope de 4m Anglo-Australien, par Croom et al
(2004). Noter le pic du nombre de quasars entre les décalages vers le rouge z=1 et 2.
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Figure 3-9 : Fonction de luminosité des quasars.
Distribution des quasars du catalogue 2dF en fonction de leur luminosité pour 6 intervalles de
décalages vers le rouge indiqués sur le diagramme. Pour chaque intervalle de décalage vers le
rouge, le nombre de quasars chute spectaculairement vers les fortes luminosités, de façon
quasi exponentielle. Les lignes en pointillé représentent le meilleur modèle passant par les
points d’observation.
Les diverses courbes se succèdent de façon monotone, les grands décalages vers le rouge
correspondants à des courbes plus hautes, i.e. des densités supérieures, surtout à forte
luminosité.
A grand décalage vers le rouge, les quasars lumineux sont donc plus nombreux. Dans les
modèles, la croissance des trous noirs super-massifs, et donc leur rayonnement de quasar
survient essentiellement pendant les fusions entre galaxies. La décroissance du nombre de
quasars avec le temps est alors due à la réduction du nombre de fusions entre galaxies, mais
aussi à la décroissance de la densité du gaz, et à l’allongement du temps dynamique (voir le
texte pour plus de détails).
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Figure 3-10 : Phénomènes d’auto-régulation dans l’amas de Persée.
Illustration du phénomène d’auto-régulation dû à des noyaux actifs, dans NGC 1275 (Perseus
A), la galaxie centrale de l’amas de Persée. A gauche, photo optique avec l’image de
l’émission du gaz ionisé (Halpha, d’après Conselice, 2005) superposée en rose. A droite, à la
même échelle, l’image de l’émission en rayons X du gaz très chaud de l’amas (satellite
Chandra, Fabian et al 2000). Les contours superposés en blanc montrent l’émission des jets
radio (Pedlar et al 1999). Les cavités creusées par les jets radio dans le gaz chaud de l’amas
sont très visibles ici, sur l’image de droite. Le plasma éjecté par le noyau actif au centre de la
galaxie produit des bulles de gaz diffus qui montent par la poussée d’Archimède et retombent
ensuite sur la galaxie, en filaments de gaz plus froid.
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