La recherche sur les trous noirs supermassifs (SMBH) a progressé avec l’observation d’événements de perturbation des marées (TDE), au cours desquels les étoiles sont détruites par les SMBH. Le modèle CN22 révèle que les temps d’accrétion maximale des TDE sont principalement influencés par la masse du SMBH, et non par les propriétés de l’étoile, ce qui contredit les théories antérieures et aide à comprendre les SMBH. Représentation artistique d’un événement de perturbation de marée (une étoile déchirée par un trou noir). Crédit : NASA/CXC/M. Weiss
Au cœur de nombreuses grandes galaxies, un supermassif trou noir (SMBH) réside. Notre propre voie Lactée Cette galaxie abrite le Sagittaire A*, un SMBH essentiellement dormant dont la masse est environ 4,3 millions de fois supérieure à celle du Soleil. Cependant, plus loin dans le cosmos, il existe des SMBH encore plus colossaux, avec des masses atteignant des dizaines de milliards de fois celle du soleil.
Les trous noirs augmentent en masse en consommant gravitationnellement les objets situés à proximité, y compris les étoiles. C’est une fin catastrophique et destructrice pour les étoiles qui ont la malchance d’être avalées par les SMBH, mais heureusement pour les scientifiques qui ont désormais l’opportunité de sonder les centres des galaxies autrement endormis.
Les TDE éclairent la voie
Comme leur nom l’indique, les trous noirs n’émettent aucune lumière propre, ce qui les rend très difficiles à observer pour les chercheurs. Mais lorsqu’une étoile s’approche suffisamment d’un trou noir supermassif, elle peut être détruite par l’immense champ gravitationnel de marée du trou noir grâce à une interaction qui est, en fait, un exemple extrême de l’interaction de marée de la Terre avec la Lune. Une partie de la matière détruite par les marées tombe dans le trou noir, créant ainsi un disque de matière très chaud et très brillant. Ce processus, connu sous le nom d’événement de perturbation des marées (TDE), fournit une source de lumière qui peut être observée avec de puissants télescopes et analysée par les scientifiques.
Les TDE sont relativement rares : ils devraient avoir lieu environ tous les 10 000 à 100 000 ans dans une galaxie donnée. Une à deux douzaines de TDE sont généralement détectés chaque année, mais avec l’avènement de nouvelles technologies comme l’observatoire Vera C. Rubin, actuellement en construction au Chili, des centaines devraient être observées dans les années à venir. Ces puissants observatoires scrutent le ciel nocturne à la recherche de sources de lumière montantes et descendantes, et « surveillent » ainsi le cosmos à la recherche de phénomènes astronomiques changeants dans le temps. Grâce à ces enquêtes, les astrophysiciens peuvent réaliser des études sur les TDE pour estimer les propriétés des SMBH et des étoiles qu’ils détruisent. L’une des choses que les chercheurs tentent de comprendre est la masse de l’étoile et du SMBH. Même si un modèle a été utilisé assez souvent, un nouveau modèle a été récemment développé et est actuellement testé.
L’avènement des modèles analytiques
Le taux d’accrétion – ou la vitesse à laquelle le matériau stellaire d’une étoile retombe sur le SMBH lors d’un TDE – révèle des signatures importantes des étoiles et des SMBH, telles que leurs masses. La manière la plus précise de calculer cela consiste à utiliser une simulation hydrodynamique numérique, qui utilise un ordinateur pour analyser la dynamique des gaz du matériau détruit par les marées provenant d’un TDE lorsqu’il pleut sur le trou noir. Bien que précise, cette technique est coûteuse et peut prendre des semaines, voire des mois, aux chercheurs pour calculer un TDE.
Au cours des dernières décennies, les physiciens ont conçu des modèles analytiques pour calculer le taux d’accrétion. Ces modèles constituent une méthode efficace et rentable pour comprendre les propriétés des étoiles perturbées et des trous noirs, mais des incertitudes demeurent quant à leur impact. précision de leurs approximations.
Il existe actuellement une poignée de modèles analytiques, le plus connu étant peut-être l’approximation « figée » ; ce nom vient du fait que la période orbitale des débris qui pleuvent sur le trou noir est établie, ou « gelée », à une distance spécifique du trou noir appelée rayon de marée. Proposé en 1982 par Lacy, Townes et Hollenbach, puis développé par Lodato, King et Pringle en 2009, ce modèle suggère que le taux d’accrétion des étoiles massives culmine sur une échelle de temps pouvant aller d’un à dix ans selon la situation. masse de l’étoile. Cela signifie que si vous regardez le ciel nocturne, une source pourrait initialement s’éclaircir, atteindre son maximum et diminuer avec le temps, sur plusieurs années.
Une nouvelle voie à suivre
Eric Coughlin, professeur de physique à l’Université de Syracuse, et Chris Nixon, professeur agrégé d’astrophysique théorique à l’Université de Leeds, ont proposé un nouveau modèle en 2022, simplement appelé modèle CN22, qui détermine l’échelle de temps de pointe pour les TDE en fonction des propriétés de l’étoile et de la masse du trou noir. À partir de ce nouveau modèle, ils ont récupéré des échelles de temps de pointe et des taux d’accrétion de TDE qui concordaient avec les résultats de certaines simulations hydrodynamiques, mais avec les implications plus larges de ce modèle – ainsi que ses prédictions sur une gamme plus large de types stellaires, y compris la masse et l’âge de l’étoile. star – n’étaient pas complètement élucidées.
Pour mieux caractériser et comprendre les prédictions de ce modèle dans un contexte plus large, une équipe de chercheurs de l’Université de Syracuse, dirigée par Ananya Bandopadhyay, titulaire d’un doctorat. étudiant au Département de physique, a mené une étude pour analyser les implications du modèle CN22 et le tester par rapport à différents types d’étoiles et de SMBH de différentes masses. Les travaux de l’équipe ont été publiés dans Lettres de journaux astrophysiques. Outre l’auteur principal Bandopadhyay, les co-auteurs comprenaient Coughlin, Nixon, des étudiants de premier cycle et des cycles supérieurs du département de physique et des étudiants du district scolaire de Syracuse City (SCSD). La participation des étudiants du SCSD a été rendue possible grâce au programme de recherche en physique de l’Université de Syracuse (SURPh), un stage rémunéré de six semaines au cours duquel des lycéens locaux s’engagent dans des recherches de pointe aux côtés de professeurs et d’étudiants du département de sciences du Collège des arts et des sciences. La physique.
Au cours des étés 2022 et 2023, les étudiants du SCSD ont collaboré avec des physiciens de Syracuse sur des projets informatiques testant la validité du modèle CN22. Ils ont utilisé un code d’évolution stellaire appelé « Modules d’expérimentation en astrophysique stellaire » pour étudier l’évolution des étoiles. À l’aide de ces profils, ils ont ensuite comparé les prévisions du taux d’accrétion pour une gamme de masses et d’âges stellaires pour l’approximation « figée » et le modèle CN22. Ils ont également effectué des simulations hydrodynamiques numériques de la perturbation d’une étoile semblable au Soleil par un trou noir supermassif, afin de comparer les prédictions du modèle au taux d’accrétion obtenu numériquement.
Leurs conclusions
Selon Bandopadhyay, l’équipe a constaté que le modèle CN22 était en très bon accord avec les simulations hydrodynamiques. De plus, et peut-être le plus profond, a été la découverte que l’échelle de temps maximale du taux d’accrétion dans un TDE est très insensible aux propriétés (masse et âge) de l’étoile détruite, étant d’environ 50 jours pour une étoile comme notre Soleil détruite par un trou noir avec la masse du Sagittaire A*.
Le plus frappant et le plus surprenant de ce résultat est que le modèle « figé » fait une prédiction très différente. Selon le modèle « figé », le même TDE produirait un taux d’accrétion qui culminerait sur une échelle de temps de deux ans, ce qui est en désaccord flagrant avec les résultats des simulations hydrodynamiques.
« Cela bouleverse les idées reçues sur la manière dont fonctionnent les TDE et sur les types de transitoires que l’on pourrait éventuellement produire en détruisant totalement une étoile », explique Bandopadhyay. « En confirmant l’exactitude du modèle CN22, nous apportons la preuve que ce type de méthode analytique peut considérablement accélérer l’inférence de propriétés observables pour la perturbation d’étoiles ayant une gamme de masses et d’âges. »
Leur étude aborde également une autre idée fausse antérieure. En précisant que les TDE complets ne peuvent pas dépasser des échelles de temps d’un mois, ils réfutent la croyance antérieure selon laquelle ils peuvent être utilisés pour expliquer les courbes de lumière de longue durée qui culminent et décroissent sur plusieurs années. En outre, Coughlin note que cet article vérifie que le taux de repli maximal est effectivement indépendant de la masse et de l’âge de l’étoile perturbée et est presque entièrement déterminé par la masse du SMBH, un indicateur clé selon lequel des modèles comme CN22 peuvent aider les chercheurs à limiter les masses. des SMBH.
« Si vous mesurez le temps de montée, ce que vous pourriez observer directement est en fait la propriété du trou noir supermassif, qui est le Saint Graal de la physique des TDE : être capable d’utiliser les TDE pour dire quelque chose sur le trou noir », explique Coughlin. .
Reconnaissant l’influence de l’article sur le domaine, Bandopadhyay a été invité par l’American Astronomical Society à présenter les conclusions de l’équipe lors du 243e congrès de la société.rd réunion à la Nouvelle-Orléans le 11 janvier 2024.
En ce qui concerne l’avenir, affirme l’équipe, en confirmant l’exactitude du modèle CN22, cette étude ouvre une fenêtre permettant aux chercheurs de faire des prédictions observables sur les TDE, qui peuvent être testées par rapport aux détections existantes et à venir. Grâce à la collaboration et à l’ingéniosité, les chercheurs de Syracuse mettent en lumière des détails sur la physique des trous noirs et aident à explorer des zones de l’univers lointain qui étaient autrefois introuvables.
