Sphère d'influence (trou noir)

La sphère d'influence (en anglais : sphere of influence) d'un trou noir supermassif est la région dans laquelle son potentiel gravitationnel domine celui de la galaxie où il se trouve.

Le rayon de la sphère d'influence est appelé le "rayon d'influence (gravitationnel)".

Il existe deux définitions d'usage courant pour le rayon de la sphère d'influence.

La première^[1] est donnée par :

r_{h}={\frac {GM_{\rm {BH}}}{\sigma ^{2}}}

où :

$M_{\rm {BH}}$ est la masse du trou noir ;
$\sigma$ est la dispersion de vitesse stellaire du bulbe galactique ;
$G$ est la constante gravitationnelle.

L'autre définition^[2] est le rayon pour lequel la masse contenue dans les étoiles est égale à deux fois M_BH, c'est-à-dire :

M_{\star }(r<r_{h})=2M_{\rm {BH}}

.

Le choix de la définition appropriée dépend du problème posé. La première définition prend en compte l'effet global du bulbe sur la vitesse d'une étoile, puisque $\sigma$ est en partie déterminé par des étoiles qui se sont déplacées loin du trou noir. La seconde compare plutôt la gravité du trou noir et celle des étoiles.

Il s'agit là de la sphère d'influence minimum avec un pouvoir de résolution bien déterminé, afin que la masse du trou noir soit définie de façon dynamique^[3].

Influence de la rotation modifier

Si le trou noir est en rotation, il existe un second rayon d'influence associé à la rotation^[4]. Il s'agit du rayon à l'intérieur duquel l'effet Lense-Thirring du trou noir est plus important que les moments newtoniens entre les étoiles. À l'intérieur de la sphère d'influence de rotation, les orbites stellaires sont en précession à peu près au taux de l'effet Lense-Thirring ; alors qu'en dehors de cette sphère, les orbites évoluent principalement à cause des perturbations d'autres étoiles. En supposant que le trou noir de la Voie lactée ait une rotation maximale, le rayon d'influence de la rotation serait d'environ 0,001 parsec^[5], alors que le rayon d'influence gravitationnelle est d'environ 3 parsecs.

Articles connexes modifier

Références modifier

↑ (en) P. James E. Peebles, « Star Distribution Near a Collapsed Object », The Astrophysical Journal, vol. 178,‎ décembre 1972, p. 371-376 (DOI 10.1086/151797, Bibcode 1972ApJ...178..371P)
↑ (en) David Merritt, Coevolution of Black Holes and Galaxies, Cambridge University Press, coll. « Carnegie Observatories Astrophysics Series, Vol. 1 », 2004, 263-275 p. (lire en ligne), « Single and Binary Black Holes and their Influence on Nuclear Structure »
↑ (en) Laura Ferrarese et Holland Ford, « Supermassive Black Holes in Galactic Nuclei: Past, Present and Future Research », Space Science Reviews, vol. 116, n^os 3-4,‎ février 2005, p. 523-624 (DOI 10.1007/s11214-005-3947-6, Bibcode 2005SSRv..116..523F, arXiv astro-ph/0411247, lire en ligne [PDF], consulté le 2 septembre 2014)
↑ Merritt, D. (2013). Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei. Princeton, NJ: Princeton University Press. p. 284. (ISBN 9781400846122).
↑ (en) David Merritt, Tal Alexander, Seppo Mikkola et Clifford M. Will, « Testing properties of the Galactic center black hole using stellar orbits », Physical Review D, vol. 81, n^o 6,‎ mars 2010, p. 062002 (DOI 10.1103/PhysRevD.81.062002, Bibcode 2010PhRvD..81f2002M, arXiv 0911.4718, lire en ligne [PDF], consulté le 2 septembre 2014)

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[1] (en) P. James E. Peebles, « Star Distribution Near a Collapsed Object », The Astrophysical Journal, vol. 178,‎ décembre 1972, p. 371-376 (DOI 10.1086/151797, Bibcode 1972ApJ...178..371P)

[2] (en) David Merritt, Coevolution of Black Holes and Galaxies, Cambridge University Press, coll. « Carnegie Observatories Astrophysics Series, Vol. 1 », 2004, 263-275 p. (lire en ligne), « Single and Binary Black Holes and their Influence on Nuclear Structure »

[3] (en) Laura Ferrarese et Holland Ford, « Supermassive Black Holes in Galactic Nuclei: Past, Present and Future Research », Space Science Reviews, vol. 116, n^os 3-4,‎ février 2005, p. 523-624 (DOI 10.1007/s11214-005-3947-6, Bibcode 2005SSRv..116..523F, arXiv astro-ph/0411247, lire en ligne [PDF], consulté le 2 septembre 2014)

[4] Merritt, D. (2013). Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei. Princeton, NJ: Princeton University Press. p. 284. (ISBN 9781400846122).

[5] (en) David Merritt, Tal Alexander, Seppo Mikkola et Clifford M. Will, « Testing properties of the Galactic center black hole using stellar orbits », Physical Review D, vol. 81, n^o 6,‎ mars 2010, p. 062002 (DOI 10.1103/PhysRevD.81.062002, Bibcode 2010PhRvD..81f2002M, arXiv 0911.4718, lire en ligne [PDF], consulté le 2 septembre 2014)

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