Dimensions et masse des trous noirs - visualisation vidéo. Trous noirs supermassifs

Un trou noir est une région astronomique de l’espace et du temps à l’intérieur de laquelle l’attraction gravitationnelle tend vers l’infini. Pour échapper à un trou noir, les objets doivent atteindre des vitesses bien supérieures à la vitesse de la lumière. Et comme cela est impossible, même les quanta de lumière elle-même ne sont pas émis depuis la région du trou noir. Il résulte de tout cela que la région du trou noir est absolument invisible pour l'observateur, quelle que soit sa distance. Par conséquent, il est possible de détecter et de déterminer la taille et la masse des trous noirs uniquement en analysant la situation et le comportement des objets situés à côté d'eux.

Lors du 20e Symposium sur l'astrophysique relativiste au Texas en 2001, les astronomes Carl Gebhardt et John Kormendy ont effectué des mesures pratiques des masses des trous noirs proches, donnant ainsi aux astronomes la possibilité d'obtenir des informations sur la croissance des trous noirs. Grâce à cette méthode, 19 nouveaux trous noirs ont été créés en plus des 19 déjà connus à l'époque. Tous sont supermassifs et pèsent entre un et un milliard de masses solaires. Ils sont situés au centre des galaxies.

La méthode de mesure de masse repose sur l’observation du mouvement des étoiles et des gaz à proximité des centres de leurs galaxies. De telles mesures ne peuvent être effectuées qu’à haute résolution spatiale, qui peut être fournie par des télescopes spatiaux comme Hubble ou NuSTAR. L'essence de la méthode est d'analyser la variabilité des quasars et la circulation d'énormes gaz autour du trou. La luminosité des nuages ​​​​de gaz en rotation dépend directement de l’énergie des rayons X du trou noir. Étant donné que la lumière a une vitesse strictement définie, les changements de luminosité des nuages ​​​​de gaz sont visibles pour l'observateur plus tard que le changement de luminosité de la source centrale de rayonnement. En utilisant le décalage horaire, la distance entre les nuages ​​​​de gaz et le centre du trou noir est calculée. En plus de la vitesse de rotation des nuages ​​de gaz, la masse du trou noir est également calculée. Cependant, cette méthode implique une certaine incertitude, puisqu’il n’existe aucun moyen de vérifier l’exactitude du résultat final. En revanche, les données obtenues par cette méthode correspondent au rapport entre les masses des trous noirs et les masses des galaxies.

La méthode classique de mesure de la masse d'un trou noir, proposée par Schwarzschild, contemporain d'Einstein, est décrite par la formule M=r*c^2/2G, où r est le rayon gravitationnel du trou noir, c est la vitesse de la lumière. , G est la constante gravitationnelle. Or, celui-ci décrit avec précision la masse d’un trou noir isolé, non rotatif, non chargé et non évaporant.

Une toute nouvelle façon de déterminer la masse des trous noirs, qui a permis de découvrir et d'étudier les trous noirs « moyens ». Il est basé sur l’analyse des interférences radio des jets – des éjections de matière formées lorsqu’un trou noir absorbe la masse du disque qui l’entoure. La vitesse des jets peut être supérieure à la moitié de la vitesse de la lumière. Et comme la masse accélérée à de telles vitesses émet des rayons X, elle peut être enregistrée par un interféromètre radio. La méthode de modélisation mathématique de tels jets permet d'obtenir des valeurs plus précises des masses moyennes des trous noirs.

Des astrophysiciens américains et australiens ont découvert un trou noir potentiel de masse moyenne. Ils ont reçu ce nom parce qu'ils sont plus lourds que les objets ordinaires - c'est-à-dire ceux formés à la suite de l'effondrement gravitationnel d'étoiles - mais plus légers que les trous noirs supermassifs, généralement situés dans les noyaux actifs des grandes galaxies. L’origine de ces objets insolites reste encore floue. Ci-dessous, nous parlerons des trous noirs de masse intermédiaire et de la découverte des scientifiques.

La plupart des trous noirs connus des scientifiques - c'est-à-dire des objets d'où aucune matière n'est capable de sortir (en ignorant les effets quantiques) - sont soit des trous noirs de masse stellaire, soit des trous noirs supermassifs.

L’origine de ces objets gravitationnels est à peu près claire pour les astronomes. La première, comme son nom l'indique, représente l'étape finale de l'évolution des étoiles lourdes, lorsque les réactions thermonucléaires cessent dans leurs profondeurs. Ils sont si lourds qu’ils ne se transforment ni en naines blanches ni en étoiles à neutrons.

Les petites étoiles comme le Soleil se transforment en naines blanches. En eux, la force de compression gravitationnelle est équilibrée par la répulsion électromagnétique du plasma électron-nucléaire. Dans les étoiles plus lourdes, la gravité est contrainte par la pression de la matière nucléaire, ce qui donne naissance aux étoiles à neutrons. Le cœur de ces objets est constitué d’un liquide neutronique recouvert d’une fine couche de plasma d’électrons et de noyaux lourds. Enfin, les étoiles les plus lourdes se transforment en trous noirs, ce qui est parfaitement décrit par la théorie de la relativité générale et la physique statistique.

La valeur limite de la masse d'une naine blanche, qui l'empêche de se transformer en étoile à neutrons, a été estimée en 1932 par l'astrophysicien indien Subramanyan Chandrasekhar. Ce paramètre est calculé à partir de la condition d’équilibre du gaz électronique dégénéré et des forces gravitationnelles. La valeur moderne de la limite de Chandrasekhar est estimée à environ 1,4 masse solaire. La limite supérieure de la masse d’une étoile à neutrons à laquelle elle ne se transforme pas en trou noir est appelée limite d’Oppenheimer-Volkoff. Elle est déterminée à partir de la condition d’équilibre entre la pression du gaz neutronique dégénéré et les forces gravitationnelles. En 1939, les scientifiques ont obtenu une valeur de 0,7 masse solaire ; les estimations modernes vont de 1,5 à 3,0.

Les étoiles les plus massives sont 200 à 300 fois plus lourdes que le Soleil. En règle générale, la masse d’un trou noir provenant d’une étoile ne dépasse pas cet ordre. À l’autre extrémité de l’échelle se trouvent les trous noirs supermassifs : ils sont des centaines de milliers, voire des dizaines de milliards de fois, plus lourds que le Soleil. En règle générale, ces monstres sont situés dans les centres actifs des grandes galaxies et ont une influence décisive sur celles-ci. Malgré le fait que l'origine des trous noirs supermassifs soulève également de nombreuses questions, de nombreux objets de ce type (plus strictement candidats à leur création) ont été découverts à ce jour afin de ne pas mettre en doute leur existence.

Par exemple, au centre de la Voie lactée, à une distance de 7,86 kiloparsecs de la Terre, se trouve l'objet le plus lourd de la Galaxie : le trou noir supermassif Sagittarius A*, qui est plus de quatre millions de fois plus lourd que le Soleil. Dans un grand système stellaire voisin, la nébuleuse d'Andromède, se trouve un objet encore plus lourd : un trou noir supermassif qui est probablement 140 millions de fois plus lourd que le Soleil. Les astronomes estiment que dans environ quatre milliards d’années, un trou noir supermassif de la nébuleuse d’Andromède en absorbera un de la Voie lactée.

Ce mécanisme indique la manière la plus probable de former des trous noirs géants : ils absorbent simplement toute la matière qui les entoure. Cependant, la question demeure : existe-t-il dans la nature des trous noirs de masses intermédiaires – entre les trous stellaires et les trous super-lourds ? Les observations de ces dernières années, dont une publiée dans un numéro récent de la revue Nature, le confirment. Dans la publication, les auteurs rapportent la découverte d'un candidat probable pour les trous noirs de masse intermédiaire au centre de l'amas d'étoiles globulaire 47 Tucanae (NGC 104). Les estimations montrent qu'il est environ 2,2 mille fois plus lourd que le Soleil.

L'amas de 47 Tucanae est situé à 13 000 années-lumière de la Terre dans la constellation des Tucanae. Cette collection de luminaires liés gravitationnellement se distingue par son grand âge (12 milliards d'années) et sa luminosité extrêmement élevée parmi les objets similaires (juste derrière Omega Centauri). NGC 104 contient des milliers d'étoiles, limitées à une sphère conventionnelle d'un diamètre de 120 années-lumière (soit trois ordres de grandeur plus petit que le diamètre du disque de la Voie Lactée). Toujours à 47 Tucana, il y a une vingtaine de pulsars - ce sont eux qui sont devenus le principal objet de recherche des scientifiques.

Les précédentes recherches d'un trou noir au centre de NGC 104 ont échoué. De tels objets se révèlent indirectement, par l'émission caractéristique de rayons X émanant du disque d'accrétion qui les entoure, formé par un gaz chauffé. Pendant ce temps, le centre de NGC 104 ne contient presque pas de gaz. En revanche, un trou noir peut être détecté par l'influence qu'il exerce sur les étoiles tournant à proximité - c'est à peu près ainsi qu'on peut étudier Sagittarius A*. Cependant, même ici, les scientifiques ont été confrontés à un problème : le centre de NGC 104 contient trop d'étoiles pour pouvoir comprendre leurs mouvements individuels.

Les scientifiques ont tenté de contourner ces deux difficultés, sans pour autant abandonner les méthodes habituelles de détection des trous noirs. Premièrement, les astronomes ont analysé la dynamique des étoiles de l’ensemble de l’amas globulaire, et pas seulement des étoiles proches de son centre. Pour ce faire, les auteurs ont pris des données sur la dynamique de 47 Tucanae, collectées lors d'observations par l'Observatoire radio australien Parkes. Les scientifiques ont utilisé les informations obtenues pour la modélisation informatique dans le cadre du problème gravitationnel à N corps. Elle a montré qu'au centre de NGC 104 se trouve quelque chose qui, dans ses caractéristiques, ressemble à un trou noir de masse intermédiaire. Mais cela n’a pas suffi.

Les chercheurs ont décidé de tester leurs conclusions sur des pulsars, des restes compacts d'étoiles mortes, dont les astronomes ont appris à suivre assez bien les signaux radio. Si NGC 104 contient un trou noir de masse intermédiaire, alors les pulsars ne peuvent pas être localisés trop près du centre de 47 Tucani – et vice versa. Comme les auteurs s'y attendaient, le premier scénario s'est confirmé : la localisation des pulsars dans NGC 104 est bien corrélée au fait qu'il existe un trou noir de masse intermédiaire au centre de l'amas.

Les auteurs pensent que des objets gravitationnels de ce type pourraient être situés au centre d'autres amas globulaires - probablement dans des endroits où ils sont déjà ou pas encore recherchés. Cela nécessitera un examen attentif de chacun de ces groupes. Quel rôle jouent les trous noirs de masse intermédiaire et comment sont-ils apparus ? Ceci n’est pas encore connu avec certitude. Malgré les nombreuses possibilités d’évolution ultérieure, le co-auteur de l’étude, Bulent Kiziltan, estime qu’« il pourrait s’agir des graines originales qui ont donné naissance aux monstres que nous voyons aujourd’hui au centre des galaxies ».

En juillet de l'année dernière, un article d'un groupe de scientifiques dirigé par des employés de l'Université de Toulouse a été publié dans Nature : le groupe recherchait des sources de rayons X ultra-puissantes - des objets dont la luminosité dépasse la luminosité maximale possible pour la masse stellaire. objets. Grâce aux observations du télescope spatial à rayons X Newton de l'Agence spatiale européenne (ESA), les scientifiques ont découvert ESO 243-29 dans la galaxie, située à 300 millions d'années-lumière (alors que la lumière du Soleil met un peu plus de 8 minutes pour atteindre la Terre). et de la plus proche une étoile non solaire nous est parvenue depuis plus de quatre ans), une source de rayons X très brillante. La luminosité maximale de cet objet est de 1.1.10 42 erg/s, ce qui est par exemple 260 millions de fois supérieure à la luminosité du Soleil dans le domaine des rayons X. La source a été nommée HLX-1 (Hyper-Luminous X-ray source 1), ce qui se traduit par « source de rayons X hyper-puissante numéro un ».

L'évaluation de la luminosité a permis aux scientifiques de supposer que cet objet est un trou noir pesant au moins 500 masses solaires.

Jusqu’à présent, les astronomes n’avaient observé que deux types de trous noirs : certains supermassifs et d’autres dotés de masses stellaires.

Un type est celui des trous noirs, dont les masses sont comparables à celles des étoiles (3 à 20 masses solaires). Ces trous apparaissent à la fin de la vie des étoiles massives, et les astronomes connaissent actuellement plusieurs dizaines d'objets de ce type. Mais on connaît des trous noirs beaucoup plus supermassifs (avec une masse d'environ 10 9 masses solaires ou plus) - leur nombre a déjà dépassé le millier. Cela s'explique facilement par le fait que les astronomes savent où chercher de tels trous : ils sont situés au cœur des galaxies.

Selon une théorie assez courante, les trous noirs supermassifs se forment à la suite de la fusion de trous noirs de plus petite masse. Cependant, aucun trou noir de masse intermédiaire n’a jamais été découvert, et les scientifiques travaillant dans ce sens n’ont jusqu’à présent rien à se vanter, à l’exception de quelques candidats sans distinction.

Au cours de la dernière année, les scientifiques ont fait de nouvelles observations et confirmé leurs hypothèses selon lesquelles HLX-1 est un trou noir de masse intermédiaire.

Au cours de la recherche, les scientifiques ont observé HLX-1 sur le télescope VLT de l'Observatoire européen austral (ESO) au Chili. Grâce à des observations optiques, ils ont pu déterminer la distance exacte à l’objet et confirmer qu’il « est bien situé dans cette galaxie et n’est ni une étoile ni une source de fond ».

"Après nos travaux précédents, nous voulions vraiment savoir dans quelle mesure le modèle proposé était fidèle à la réalité", a déclaré Klaas Wiersema, auteur principal de l'article. « Sur les images de grands télescopes, nous avons vu une petite source optique sur le site de notre objet à rayons X. Les observations du VLT ont confirmé que cette émission optique est associée à HLX-1. Nous avons déterminé la distance exacte à l'objet et confirmé qu'il y a un trou noir à cet endroit. Nous voulons maintenant découvrir pourquoi cette source brille si intensément dans les rayons X et comment elle est entrée dans la plus grande galaxie. »

On pensait auparavant que des sources de rayons X aussi brillantes que HLX-1 ne pouvaient pas être aussi brillantes car le trou noir doit absorber la majeure partie de la lumière qui passe à proximité.

"Il est très difficile d'expliquer la physique de cet objet sans la présence d'un trou noir d'une masse intermédiaire comprise entre 500 et 10 000 masses solaires", explique l'un des auteurs de l'article, Sean Farrell. "Ainsi, mais seulement pour le moment, la source de HLX-1 échappe au contrôle de la communauté astronomique internationale."

Les projets futurs des scientifiques incluent des observations avec le télescope spatial Hubble et une tentative de trouver d'autres sources similaires à HLX-1.

Trous noirs de masse intermédiaire dans les noyaux galactiques

Un trou noir de masse moyenne pèse environ dix mille soleils. C'est dix mille fois moins que la masse de Gargantua, mais mille fois plus que le poids des trous noirs ordinaires - exactement ce dont Cooper a besoin pour ses manœuvres.

On pense parfois que les trous de masse moyenne proviennent du centre d’amas denses d’étoiles appelés amas globulaires. Et certains d’entre eux, avec un degré de probabilité élevé, se retrouvent au cœur des galaxies, où se trouvent des trous noirs géants.

Prenons par exemple la galaxie d'Andromède, la grande galaxie la plus proche de la nôtre (Fig. 7.4), au cœur de laquelle se trouve un trou noir de la taille de Gargantua et d'une masse de 100 millions de Soleils. Un grand nombre d'étoiles sont attirées par ces trous noirs géants - jusqu'à un millier d'étoiles par année-lumière cube. Lorsqu’un trou de masse moyenne traverse une région aussi saturée, il déplace les étoiles avec la force de sa gravité, laissant derrière lui une traînée de densité stellaire accrue. Cette trace, à son tour, attire un trou de masse moyenne, ralentissant son mouvement ; ce processus est appelé frottement dynamique. À mesure que le trou de masse intermédiaire ralentit, il se rapproche du trou noir géant. Ainsi, la nature (dans la version Kip) peut « fournir » à Cooper le trou noir de masse moyenne nécessaire à ses manœuvres gravitationnelles.

Riz. 7.4.À gauche : La galaxie d’Andromède, qui abrite en son cœur un trou noir de la taille de Gargantua. À droite : la friction dynamique lorsqu’un trou de masse moyenne ralentit progressivement et se rapproche du trou noir géant.