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LES TROUS NOIRS SUPERMASSIFS SERAIENT-ILS ISSUS DE L'ACCRÉTION DES RESTES DE SUPERNOVAE QUI ONT EXPLOSÉ DURANT L'HISTOIRE D'UNE GALAXIE ?

Quand on observe une galaxie, elle a un certain âge et une histoire. En modélisant la luminosité observée de ses étoiles, du gaz et de la poussière avec le modèle d’évolution Pégase (Figure 1), on déduit la masse des supernovae qui ont déjà explosé et créé des trous noirs stellaires ou des étoiles à neutrons. Cette modélisation prend en compte l’histoire de la formation d’étoiles et celle des métaux éjectés qui déterminent l’absorption et l’émission de la poussière observée dans les domaines de l’infrarouge moyen et lointain, avec les satellites Herschel et Spitzer.

Le principal résultat est que la masse accumulée des trous noirs stellaires (et étoiles à neutrons) atteint plusieurs milliards de masses solaires. Cette masse est considérable. De plus, elle est du même ordre de grandeur que la masse du trou noir supermassif mesuré indépendamment au centre de la galaxie active. D’où l’idée que les trous noirs stellaires, créés par les explosions de supernovae, migreraient progressivement vers le coeur de la galaxie (Figure 2), et expliqueraient ainsi la croissance des trous noirs supermassifs.

Âge et masse des galaxies avec le modèle Pégase

Ces nouveaux résultats sont obtenus par une collaboration menée par une chercheuse et professeure émérite à l’IAP. Les chercheurs ont ajusté le spectre d’une radiogalaxie lointaine bien connue, 4C41.17 (Figure 1 et Réf. 1), située à un décalage vers le rouge de 3,8, soit un temps de regard en arrière d’environ 12 milliards d’années, alors que l'Univers n'était âgé que d’environ un milliard et demi d'années. Cet ajustement est effectué au moyen du modèle d’évolution des galaxies Pégase développé à l’IAP, et qui suit la formation, l’évolution et la mort des étoiles, et par conséquent l’enrichissement en métaux qui sont ensuite incorporés dans les grains de poussière. Ces derniers absorbent et réémettent la lumière à plus grande longueur d’onde dans l'infrarouge (www2.iap.fr/pegase, et Réf. 3-4).

Des résultats similaires sont obtenus pour une autre radiogalaxie, TN J2007-1316 (Réf. 2), au même décalage vers le rouge de 3,8, ce qui conforte l’interprétation pour 4C41.17. Pour ces deux galaxies, la masse cumulée des trous noirs et étoiles à neutrons (notés trous noirs stellaires dans la suite) ainsi obtenue est de quelques milliards de fois la masse du Soleil. Cette masse considérable est proche de la masse moyenne des trous noirs supermassifs dans les galaxies actives, mesurée par plusieurs méthodes indépendantes pour les quasars et radiogalaxies observés dans le relevé « Sloan Digital Sky Survey » aux mêmes décalages vers le rouge (Réf. 5).


Figure 1 : Les émissions observées des étoiles, du gaz et des poussières dans la radiogalaxie lointaine 4C41.17 dans un large domaine de longueur d’onde (Réf. 1) : le domaine visible provient de données obtenues avec le télescope spatial Hubble, l’infrarouge moyen avec le télescope spatial Spitzer, et l’infrarouge lointain et le submillimétrique avec le télescope spatial Herschel (points et intervalles d’erreur en rouge). Ces émissions sont simulées par le modèle d’évolution Pégase avec deux populations d’étoiles : l’une est ancienne de type elliptique/lenticulaire, âgée d’environ 700 millions d’années d’âge (tracé orange) ; l’autre est un épisode intense et rapide de formation d’étoiles qui est beaucoup plus jeune, âgé de 30 millions d’années (tracé bleu). La somme de ces deux populations est indiquée par le tracé noir épais. Les raies en émission du gaz ionisé (traits verticaux en pointillés noirs) n’apparaissent pas dans les observations. De plus cette radiogalaxie a été choisie pour la faible activité de son noyau actif. C’est un aspect important, car les noyaux actifs de galaxies sont décrits comme entourés d’un anneau épais de gaz et de poussières, ayant la forme d’un « beignet », qui est appelé « tore de poussière ». La faiblesse du noyau actif de la galaxie signifie que l'émission du tore de poussière entourant le noyau (tracé en pointillés verts) est faible, et qu’elle pose peu de contraintes sur les résultats de la modélisation.



Figure 2 : Représentation d’artiste d'une radiogalaxie contenant un trou noir supermassif en son centre [© ESO/M. Kornmesser]. Il est proposé ici que la migration des trous noirs stellaires vers le cœur de la radiogalaxie, perdant progressivement leur moment angulaire par friction dynamique jusqu'à atteindre le trou noir central, serait la cause de la croissance des trous noirs supermassifs.

Masses des trous noirs stellaires et étoiles à neutrons

A l’âge de la galaxie qui ajuste au mieux les luminosités (Fig. 1) et l’enrichissement en métaux (c’est à cet âge que la galaxie est observée), de nombreuses supernovae ont déjà explosé : toutes celles dont les durées de vie sont plus courtes que l’âge de la galaxie. Leur nombre et masse dépendent de la fonction de masse initiale des étoiles (la distribution des différentes masses d’une population d’étoiles au moment de leur naissance) et du taux de formation des étoiles en fonction du temps. Ces fonctions sont ajustées sur les observations par le modèle d’évolution Pégase.

Pour toute supernova qui a explosé, la masse de son résidu de matière dense dégénérée (trou noir stellaire ou étoile à neutrons) est déduite de la masse initiale de l’étoile après soustraction des éjecta en gaz et des métaux, connus sous le nom de « yields » et prédits par les modèles d’évolution et de structure interne des étoiles. La matière dense dégénérée des trous noirs stellaires est de même nature que celle des trous noirs supermassifs trouvés au centre des galaxies actives (radio ou quasars), seule la masse est bien plus faible.

Migration des trous noirs stellaires vers le cœur

Les trous noirs stellaires étant éternels, le phénomène de friction dynamique peut expliquer leur migration sélective vers le centre de la galaxie (Réf. 6), par perte progressive de moment angulaire en un temps compatible avec l’âge de ces galaxies très lointaines (moins de un milliard et demi d’années). Des processus ultérieurs qui pourraient faire croître la masse du trou noir supermassif ne sont pas exclus (fusion des galaxies conduisant à la fusion de leurs trous noirs supermassifs ; accrétion de matière environnant le trou noir supermassif), mais ne sont pas nécessaires non plus.

Conséquences sur l’évolution des galaxies

Ces modélisations suggèrent que les premières galaxies massives se formeraient à des époques très reculées, à un décalage vers le rouge de 5, soit 1,2 milliards d’années après le « Big Bang », la naissance de l’Univers. La loi d’évolution de la formation d’étoiles pour les galaxies de type elliptique/lenticulaire présenterait alors un pic marqué conduisant à la formation intense et efficace de la majorité des étoiles en moins d’un milliard d’années.

Par ailleurs, ce processus de croissance des trous noirs supermassifs dans les galaxies les plus actives pourrait expliquer la fameuse relation entre la masse du trou supermassif à l’échelle du parsec et les propriétés des étoiles du bulbe de la galaxie à l’échelle de plusieurs kiloparsecs (dispersion de vitesse, luminosité et masse). Une analyse plus spécifique sur les relations d’échelle est en cours.

Enfin, un rapport de l’ordre de 1000 entre les masses des étoiles et des trous noirs stellaires pour ces radiogalaxies lointaines est plausible, puisqu’il est comparable aux valeurs estimées dans les galaxies locales (Réf. 7).

Références
- Réf. 1 : Rocca-Volmerange, B., Drouart, G., De Breuck, C., 2015, Astrophysical Journal Letters, 803, L8
- Réf. 2 : Rocca Volmerange, ,B., Drouart, G., De Breuck, C., Vernet, J., Seymour, N., Wylezalek, D., Lehnert, M., Nesvadba, N., Fioc, M., 2013, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 429, 2780
- Réf. 3 : Fioc, M.; Rocca-Volmerange, B., 1997, Astronomy and Astrophysics, 326, 950
- Réf. 4 : Fioc, M., Rocca-Volmerange, B., Dwek, E., Pegase.3, à soumettre.
- Réf. 5 : Vestergaard, M., Fan, X., Tremonti, C. A., Osmer, P. S., Richards, G. T. 2008, Astrophysical Journal Letters, 674, L1
- Réf. 6 : Magorrian, J., et al, 1998, AJ, 115, 2285
- Réf. 7 : Binney, J. Tremaine, S., 2008, Galactic Dynamics, 2d Ed. Princeton Series in Astrophysics

Contact
Brigitte Rocca-Volmerange
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Mai 2015

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