Les de masse intermédiaire

52]Dossier astrophysique
© Pour la Science - n° 372 - Octobre 2008
L
es trous noirs font aujourd’hui partie du bes-
tiaire astrophysique classique. On connaît
bien les trous noirs stellaires, résidus de la mort
des étoiles les plus massives, dont la masse équivaut
à quelques fois celle du Soleil, ainsi que leurs homo-
logues dits supermassifs, des monstres de plusieurs
millions à plusieurs milliards de masses solaires qui
se cachent au cœur de certaines galaxies. Depuis une
dizaine d’années, 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 aussi dans la nôtre. Ces trous
noirs, beaucoup plus lourds que
les trous noirs stellaires, mais
beaucoup moins que les super-
massifs, sont de ce fait qualifiés
d’intermédiaires. Leur existence,
déjà conjecturée à la fin des
années 1970, et encore débattue,
pourrait avoir une importance capitale dans les
modèles de formation et d’évolution des galaxies.
En particulier, ils pourraient être les graines des
trous noirs supermassifs. Mais avant d’évoquer en
détail ces objets mystérieux, revenons sur les méca-
nismes généraux de formation des trous noirs.
En astrophysique, un trou noir est un objet mas-
sif dont le champ gravitationnel est si intense qu’il
empêche toute forme de matière ou de rayonne-
ment de s’en échapper. L’astronome Karl Schwarz-
schild 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. Long-
temps considérés comme des objets pathologiques,
ils font d’abord l’objet d’études uniquement théo-
riques, ou apparaissent dans des travaux sans être
nommés. Le théoricien indien Subrahmanyan Chan-
drasekhar 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’effon-
drer sur lui-même. Bien que Chandrasekhar ne le pré-
cise pas, l’objet résultant peut être un trou noir (stricto
sensu, ses travaux portent sur des étoiles particulières
appelées naines blanches, mais la méthode est trans-
posable à tout type d’objet céleste).
Les trous noirs posent encore aujourd’hui de nom-
breux problèmes théoriques, et la description du voi-
sinage d’une singularité reste une question ouverte
qui nécessite de nouvelles théories conjuguant gra-
vité et mécanique quantique. Mais depuis l’obser-
vation du premier candidat trou noir, Cygnus
X -1,
en 1971, ils sont progressivement devenus des objets
communs en astrophysique. C’est autant comme étape
ultime de l’effondrement d’un objet céleste massif
que comme moteurs très puissants d’accrétion de
matière qu’ils jouent un rôle majeur en astrophysique
et en cosmologie, car ils apparaissent naturellement
dans l’évolution et des étoiles, et des galaxies.
DOSSIER astrophysique
Les
de masse intermédiaire
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.
Julien Lavalle
LE BESTIAIRE DES TROUS NOIRS.
Toutes les tailles sont possibles,
de quelques fois la masse
du Soleil à des milliards de fois.
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Dossier astrophysique [53
Bien qu’il soit par définition impossible de « voir »
directement des trous noirs, leurs signatures obser-
vationnelles indirectes sont nombreuses, et leur exis-
tence, longtemps contestée, ne fait plus de doute. En
particulier, la matière attirée par la gravité d’un trou
noir l’est souvent sous forme d’un disque dit d’accré-
tion, où elle est échauffée et, en conséquence, rayonne
intensément dans la longueur d’onde des rayons
X .
Un écart immense
en termes de masse
On observe ainsi deux grandes classes de trous noirs.
La première est celle des trous noirs stellaires, de
quelques masses solaires. Comme évoqué précé-
demment, ils se forment au dernier stade de l’évo-
lution de certaines étoiles. Il est assez facile de les
observer en rayons
X s’ils accrètent de la matière arra-
chée 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 super-
massifs. D’une masse de plusieurs millions à plu-
sieurs 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’Amé-
ricain Edwin Salpeter d’autre part, ont suggéré que
seule l’accrétion de matière par des trous noirs de plu-
sieurs millions de masses solaires pouvait être à l’ori-
gine 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 idée sera vérifiée par la suite. 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 très
éloignées. En 1969, l’astrophysicien anglais Donald Lyn-
den-Bell a proposé l’idée que les quasars et les noyaux
actifs de galaxie sont des étapes particulières de l’évo-
lution des galaxies, et que les trous noirs supermassifs
en occupent toujours le centre après avoir épuisé leur
disque d’accrétion. De fait, on « observe » aujourd’hui
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 siège au centre de notre propre galaxie. Sa masse
est estimée à quatre millions de masses solaires.
Un écart immense en termes de masse sépare les
trous noirs stellaires et les trous noirs supermassifs.
Pourquoi cet écart? Existe-t-il des trous noirs de masse
intermédiaire? La réponse à cette question est « sans
doute ». Mais pour le comprendre, revenons d’abord
sur 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 pro-
duit par celui-ci lorsqu’il se condense (dans un nuage
moléculaire), de réactions de fusion nucléaire, qui ont
lieu lorsque la densité et la température sont suffi-
1. 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.
Julien LAVALLE
est chercheur
dans le Département
de physique théorique
de l’Université de Turin.
L’AUTEUR
ESA
/V. Beckmann (
NASA
–
GSFC
)
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santes (dans le cœur des étoiles), de la pres-
sion 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 pour une raison ou une autre
– arrêt des processus à l’origine de la
pression, accrétion de matière supplé-
mentaire, etc. –, la gravité surpasse la pres-
sion, l’objet s’effondre sur lui-même. Si, de
façon ultime, au terme d’une série d’ef-
fondrements (selon la succession hiérar-
chique des forces de pression en jeu), la
gravité l’emporte, un trou noir se forme.
Une étoile initialement peu massive,
comme le Soleil, finit sous forme d’un objet
compact (naine blanche). L’effondrement
d’une étoile massive – typiquement de plus
de dix masses solaires – conduit en géné-
ral à son explosion en supernova, dont il
résulte une étoile à neutrons ou un trou
noir selon la masse, mais peut aussi abou-
tir 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 – comme
ceux que l’on observe – ne peut en théo-
rie excéder environ 20 masses solaires. Dans
les étoiles les plus massives, la présence
d’éléments plus lourds que l’hélium (la
métallicité) induit en effet des vents stel-
laires très violents qui éjectent une grande
partie de la masse initiale de l’étoile lors-
qu’elle s’effondre, limitant ainsi celle des
trous noirs résultants.
La formation des trous noirs super-
massifs est quant à elle plus problématique.
En effet, ces objets sont à l’origine des qua-
sars, 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? Il faudrait en effet un
temps de l’ordre de l’âge de l’Univers
(13,7 milliards d’années) pour qu’un trou
noir stellaire grossisse jusqu’à plusieurs cen-
taines de millions de masses solaires par
simple accrétion de matière. Pour lever ce
mystère, il faut aborder cette question
dans un cadre plus global, celui de la for-
mation et de l’évolution des galaxies.
Lors d’un célèbre séminaire sur les qua-
sars, qui s’est tenu à Oxford en 1978, le grand
astronome de Cambridge Martin Rees pose
les jalons d’une théorie de la formation et
de l’évolution des galaxies où les trous noirs
supermassifs jouent un rôle majeur: en fonc-
tion 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 en résulter. On sait
aujourd’hui qu’un trou noir massif a une
influence considérable dans la régulation
dynamique et énergétique – distribution
de matière, éjection d’énergie lors de l’ac-
crétion, luminosité, contrôle de la forma-
tion d’étoiles, etc. – de l’objet qui l’abrite,
tout au long de son histoire et quelle que
soit sa taille (amas globulaire, galaxie naine,
galaxie spirale ou elliptique, etc.).
Mais, à la fin des années 1970, le scé-
nario de formation de ces trous noirs super-
massifs 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, alors à l’Université de Chicago, et
deux de ses collègues, W. David Arnett et
Bernard Carr, alors à Cambridge, en démon-
trent toutefois la pertinence. Ils s’appuient
sur le fait que dans l’Univers jeune, le gaz
primitif peut engendrer des étoiles extrê-
mement massives et donner naissance à
des trous noirs beaucoup plus massifs
que les trous noirs stellaires ordinaires.
Comment? La composition du gaz pri-
mitif est dominée par l’hydrogène et l’hé-
lium. Les noyaux plus lourds sont quasi
absents, précisément parce qu’ils n’ont pas
encore été synthétisés par la fusion nucléaire
Effondrement
du nuage Équilibre
Dans un milieu à faible
métallicité et peu ionisé,
un nuage gigantesque peut s’ef-
fondrer sans se fragmenter.
La protoétoile très massive
résultante se contracte et croît
plus vite qu’à l’ordinaire. Le vent
stellaire est minime.
Étoile massive classique
(dix masses solaires ou plus)
Étoile de première
génération, hypermassive
L’étoile perd une part
importante de sa masse
au cours de sa vie par le
biais d’un fort vent stellaire.
La présence d’éléments lourds limite
la taille des nuages s’effondrant
sur eux-mêmes, et donc celle
de l’étoile en devenir.
L
c
s
L AFORMATIONDESTROUSNOIRS S
Un trou noir est le stade ultime d’une série de victoires de la gravité sur la pression.
Un nuage de gaz assez massif va s’effondrer sur lui-même malgré la pression du
gaz. Quand la masse accrétée est suffisante, des réactions de fusion s’enclenchent
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au sein des étoiles. Dans ce milieu à métal-
licité nulle, des nuages gazeux très mas-
sifs – 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 élé-
ments lourds, et ainsi donner naissance à
des protoétoiles extrêmement massives.
Ces premières étoiles, dites de population
III ,
n’ont pour l’heure jamais été observées.
Nés de la première
génération d’étoiles
En l’absence d’espèces atomiques lourdes
et à l’abri du rayonnement stellaire inexis-
tant, c’est la présence aussi bien que la
formation de molécules d’hydrogène
neutre qui permettent l’effondrement de
ces protoétoiles. En outre, dans ces étoiles
de première génération, à l’inverse des
étoiles de deuxième ou troisième généra-
tion, les temps caractéristiques de démar-
rage 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’ef-
fondrement gravitationnel à cause de
l’énorme masse mise en jeu. Il en résulte
que les forces de pression ne sont en théo-
rie presque jamais suffisantes pour résis-
ter 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’effon-
drent presque toutes en trous noirs sans
avoir eu le temps de briller bien longtemps
– d’où la difficulté de les observer! Par
4BIBLIOGRAPHIE
T. Bringmann, J. Lavalle, P. Salati et
R. Taillet, Are intermediate-mass
black holes that promising as
targets for indirect detection of
dark matter?, à paraître.
H.S. Zhao & J. Silk, Dark minihalos
with intermediate-mass black
holes, Phys. Rev. Lett. vol. 95,
01130, 2005.
M.C. Miller et E.J.M. Colbert,
Intermediate-mass black holes,
IJMP D 13, 1-64, 2004.
V. Bromm et R.B. Larson,
The first stars, ARA&A vol. 42,
pp. 79-118, 2004.
R. Bond, W.D. Arnett et B.J. Carr,
The evolution and fate of very
massive objects, ApJ vol. 280,
pp. 825-847, 1984.
Effondrement
de l’étoile Trou noir
L’étoile s’effondre sans exploser,
après avoir brillé à peine quelques
centaines de millions d’années. Elle
conserve l’essentiel de sa masse initiale
Le résultat est un trou noir
qui peut atteindre plusieurs
centaines de masses solaires.
Lorsque l’étoile explose en supernova, ses
couches externes – l’essentiel de sa masse –
sont éjectées, tandis que le cœur s’effondre.
Le résidu est un trou noir
stellaire, de quelques
masses solaires seulement.
S STELLAIRES ET INTERMÉDIAIRES
et compensent l’effondrement; c’est la naissance d’une étoile. Lorsque la pression
interne ne suffit plus à maintenir l’équilibre, l’étoile s’effondre à son tour brutalement.
Si elle dépasse huit à dix masses solaires au départ, le résidu est un trou noir.
L’ESSENTIEL
4Les trous noirs
intermédiaires seraient
le chaînon manquant entre
les trous noirs stellaires
(quelques masses solaires)
et les supermassifs
(des millions de masses
solaires).
4Ils se cacheraient
derrière certaines sources
ultralumineuses de rayons
X .
4Ils seraient à l’origine
des trous noirs supermassifs,
nés au cœur de halos
de matière noire.
Philippe Mouche
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ailleurs, du fait de la métallicité nulle, leur vent stel-
laire 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 suscep-
tibles d’avoir donné naissance à des trous noirs de
plusieurs dizaines à plusieurs milliers de masses
solaires, voire plus lourds encore : les trous noirs de
masse intermédiaire. Plus précisément, ils se répar-
tissent en deux échelles de masse typiques: de 40 à
140 masses solaires environ, et au-delà de 260 masses
solaires. Entre ces deux échelles, les étoiles sont
instables et explosent en supernova.
Comment ces trous noirs intermédiaires résol-
vent-ils l’énigme de la formation des trous noirs
supermassifs des quasars ? La réponse est simple :
les trous noirs intermédiaires peuvent se former suf-
fisamment tôt dans l’Univers et avec une masse suf-
fisante pour rapidement devenir supermassifs par
accrétion de matière ou par coalescence avec leurs
semblables, s’ils sont regroupés en amas. En effet,
l’accrétion étant d’autant plus efficace que le trou
noir est massif, le temps nécessaire à la croissance
de celui-ci est donc beaucoup plus court pour une
échelle de masse intermédiaire que pour des trous
noirs stellaires classiques. Et la coalescence de
trous noirs intermédiaires donne de façon bien
plus rapide un objet beaucoup plus massif que le
même processus mettant en jeu des objets de
quelques masses solaires seulement.
Avant de détailler plus avant les aspects théo-
riques de ces trous noirs intermédiaires et leurs
liens avec la formation des grandes structures de l’Uni-
vers, arrêtons-nous un instant pour examiner les
indices observationnels de leur existence.
Ces indices se sont accumulés avec le dévelop-
pement des satellites d’observation des rayons
X à
partir des années 1990. En particulier, les cam-
pagnes d’observation menées sur de nombreuses
galaxies proches avec le satellite Rosat à la fin de cette
décennie ont permis à Edward Colbert, de l’Institut
scientifique du télescope Hubble, et Richard
Mushotzky, du Centre de vol spatial Goddard de la
NASA , d’isoler des sources de rayons X très intenses
situées hors du centre des galaxies observées et assez
différentes des binaires
X stellaires.
De mystérieuses sources X
Ces sources, dénommées sources ultralumineuses
en
X , ou ULX , en 1999 par Tsunefumi Mizuno et ses
collègues de l’Université de Tokyo qui les ont étu-
diées à l’aide du satellite
ASCA , sont beaucoup plus
brillantes que les binaires
X . La conversion « naïve »
de cette luminosité en termes de masse du trou noir
supposé les alimenter suggère qu’il s’agit d’objets
de plusieurs centaines à plusieurs dizaines de mil-
liers de masses solaires, bien plus massifs que les trous
noirs stellaires ordinaires.
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
n’avait pas permis de savoir s’il s’agissait d’objets iso-
lés ou multiples, ou s’ils se situaient ou non au cœur
des galaxies. Les satellites de la génération suivante,
XMM -Newton et Chandra, dont la précision est de l’ordre
Les trous noirs intermédiaires grossissent vite, que ce soit en
accrétant de la matière accumulée dans un disque d’accrétion
(ci-dessus), ou en fusionnant avec d’autres congénères
(à droite, la coalescence s’accompagne de l’émission d’ondes
gravitationnelles, comme dans cette simulation). Ils pourraient
ainsi être à l’origine des trous noirs supermassifs, qui existaient
dès les premières centaines de millions d’années.
L ES TROUS NOIRS INTERMÉDIAIRES , GERMES DES SUPERMASSIFS ?
NASA
/
JPL
-Caltech
NASA
/Éric Henze
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