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Trou noir binaire

objet astrophysique
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Un trou noir binaire ou un système binaire de trous noirs[N 1] est un système binaire coalescent d'objets compacts[6],[N 2] dont les deux composantes sont des trous noirs en orbite l'un autour de l'autre. Ils sont l'une des plus grandes sources d'ondes gravitationnelles de l'univers observable.

Vue d'artiste de deux trous noirs en train de fusionner.
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Ce système binaire serait instable en raison d'une certaine perte de moment cinétique avec le temps. Conséquemment, les trous noirs se rapprochent l'un de l'autre jusqu'à ce qu'ils fusionnent, ce qui crée des changements de caractéristiques qui entraînent certains changements structurels au sein d'une hypothétique galaxie hôte.

La formation d'un système multiple de trous noirs, dont le trou noir binaire est un cas particulier, se produirait lors de la fusion de galaxies. Ainsi, lorsque ces dernières entrent en collision, les trous noirs supermassifs situés au centre de chacune d'elles se mettent à interagir gravitationnellement les uns avec les autres.

Première observation directe d'ondes gravitationnelles, l'évènement GW150914 est aussi la première confirmation observationnelle de l'existence de trous noirs binaires[13],[14].

Évolution

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Vue d'artiste de deux trous noirs supermassifs en cours de fusion.

À la suite[15],[16],[17] d'Éanna É. Flanagan et Scott A. Hughes, il est usuel de présenter la coalescence des deux trous noirs comme se décomposant en trois étapes : l'inspiral ou déclin d'orbite, la fusion et le ring-down[18].

  1. La phase spiralante (inspiral) est la phase initiale de la coalescence des deux trous noirs[19]. La méthode utilisée pour la décrire est la théorie postnewtonienne[20]. Lors de l'inspiral, la distance entre les deux trous noirs diminue au fur et à mesure que le moment cinétique se perd sous forme d'ondes gravitationnelles.
    La phase spiralante comprend la circularisation des orbites : leur excentricité décroît jusqu'à ce qu'elles deviennent quasi-circulaires[21]. Elle s'achève lorsque le système binaire atteint la dernière orbite circulaire (ICO, pour innermost circular orbit)[22] qui est l'analogue, pour un tel système, de la dernière orbite circulaire stable (ISCO, pour innermost stable circular orbit)[23],[24]. L'orbite devient alors plongeante.
    Selon les modèles numériques, lorsque les deux trous noirs se rapprochent l’un de l’autre, leurs horizons des évènements commencent à changer de forme, présentant des aspérités en forme de bec de canard orientées l'une vers l'autre. Ces saillies deviennent de plus en plus importantes jusqu'à ce qu'elles entrent en contact. À ce moment, l'horizon des évènements commun a une forme en X très étroite au point de rencontre et crée une sorte de pont[25].
  2. La phase de fusion (merger) est la phase de la coalescence qui débute par la plongée des deux trous noirs l'un vers l'autre[22],[26] jusqu'à leur collision[21] par entrée en contact de leurs horizons respectifs[19] et qui d'achèvement par leur fusion proprement dite, c'est-à-dire la formation d'un trou noir unique[19]. La méthode utilisée pour la décrire est la relativité numérique (en)[20]. Elle correspond à la fusion des singularités.
  3. La phase de relaxation (ring-down) est la phase finale de la coalescence[19]. La méthode utilisée pour la décrire est la théorie des perturbations[20]. Par l'émission en ondes gravitationnelles de ses modes dynamiques, le trou noir atteint un régime stationnaire décrit, dans le cadre de la relativité générale, par le trou noir de Kerr[27].

Les caractéristiques précises de chacune des étapes dépendent de la masse, de la charge et du moment cinétique de chacun des deux trous noirs impliqués[28]. Après la dernière étape, le trou noir résultant est plus massif et possède une direction de rotation qui diffère de celles des trous noirs initiaux, ce qui amène certains changements structurels au sein de la galaxie hôte.

Modélisation

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Certains modèles algébriques simplifiés peuvent être utilisés lorsque les trous noirs sont éloignés. Cependant, à partir d'une certaine distance, des modèles impliquant la relativité numérique (en) sont nécessaires[réf. nécessaire].

En 2005, Frans Pretorius est parvenu à simuler la fusion complète de deux trous noirs ; la phase finale de ce processus est plus simple[Comment ?] qu’on l’imaginait et surtout plus courte : de l’ordre de la milliseconde[29].

Problème du parsec final

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Avant de perdre de l'énergie sous forme d'ondes gravitationnelle, le trou noir binaire peut en perdre par assistance gravitationnelle de la matière située à proximité.

La séparation initiale de deux trous noirs supermassifs au centre d'une galaxie est généralement de quelques dizaines de parsecs (pc). Ceci est la séparation au cours de laquelle les deux trous noirs forment un système relié, dit binaire.

Selon les simulations, la variation d'ondes gravitationnelles devient significative lorsque le système binaire a une séparation beaucoup plus petite, d'environ 0,01 à 0,001 pc. Le passage entre la distance initiale du système binaire et celle où il émet une quantité significative d'ondes gravitationnelles est appelé le problème du parsec final (final-parsec problem)[30].

Certaines solutions au problème du parsec-final ont été proposées. La plupart impliquent l'interaction d'un système binaire massif avec la matière environnante, soit avec des étoiles ou le milieu interstellaire, qui peuvent entraîner une perte d'énergie du système binaire et ainsi réduire la distance entre les trous noirs. Ainsi, par exemple, le système binaire peut injecter de l'énergie aux étoiles passant à proximité par assistance gravitationnelle[31]. Une autre hypothèse envisagée pour expliquer le problème du parsec final est l'implication d'un troisième trou noir ; la première fusion simultanée de trois trous noirs est observée en 2019[32].

Observation

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La formation de trous noirs binaires proviendrait principalement de la fusion de galaxies, comme l'exemple de NGC 6240 ci-dessus.
Schéma du système OJ 287.
Le noyau double de la galaxie d'Andromède pourrait indiquer la formation d'un trou noir binaire.
Deux trous noirs dans la galaxie NGC7727. L'analyse de spectre contribua à identifier les masses de ces trous noirs.

On retrouve certains d'entre eux dans des galaxies à noyaux doubles encore très éloignées telles NGC 6240[33]. Des trous noirs binaires plus près de la Voie lactée pourraient se situer dans des galaxies telles SDSS J104807.74+005543.5 et EGSD2 J142033.66 525917.5[34],[33], qui n'ont qu'un seul noyau présentant des raies d'émission doubles. D'autres noyaux galactiques, tels celui de OJ 287, ont des émissions périodiques suggérant qu'il s'y trouve des objets très massifs qui orbitent autour d'un trou noir central[35].

En plus des candidats précédents, on remarque la présence de trou noirs binaires dans les objets suivants :

En 2014, on a recensé l'existence d'au moins cinq systèmes triples[38] :

Le 11 février 2016, des chercheurs du LIGO annoncent avoir découvert des ondes gravitationnelles en provenance d'un système binaire ayant fusionné, composé de deux trous noirs et situé à environ 1,3 milliard d'années-lumière[42].

En 2021, des chercheurs découvrent dans la galaxie NGC 7727 une paire de trous noirs supermassifs grâce au Très Grand Télescope (VLT) de l'observatoire européen austral. Ces deux trous noirs sont séparés de seulement 1 600 années-lumière. Cette faible séparation ainsi que la vitesse calculée permets aux chercheurs de conclure que ces deux trous noirs sont en train de fusionner. Les calculs montrent que de leur fusion naitra un trou noir unique dans 250 millions d'années. En analysant le spectre des étoiles brillantes dans cette galaxie, lequel est affecté par la gravité des trous noirs, les chercheurs ont mesuré la masse des trous noirs de façon précise[43].

En 2023, la collaboration LIGO-Virgo-KAGRA (LVK) détecte un signal d'ondes gravitationnelles. Les résultats d'analyse parus en 2025 suggère que ce signal, nommé GW231123, viendrait de la fusion d'un trou noir binaire massif[44].

Notes et références

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(en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Binary black hole » (voir la liste des auteurs).

Notes

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  1. ↑ Un trou noir binaire ou un système binaire de trous noirs (rarement appelé une binaire de trous noirs)[1],[2],[3] (en anglais[4] : binary black hole) ne doit pas être confondu avec une binaire à trou noir (en anglais[5] : black hole binary), qui est un système binaire dont seule l'une des composantes est un trou noir.
  2. ↑ En anglais, coalescing binary system of compact objects[7] à la suite d'une série d'articles publiés de à [8],[9],[10][11],[12].

Références

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  1. ↑ Blanchet 2017, p. 17, col. 3.
  2. ↑ Combes 2018, cours 8, p. 80.
  3. ↑ CEA 2021.
  4. ↑ Bambi 2017, s.v. Binary black hole, p. 337.
  5. ↑ Bambi 2017, s.v. Black hole binary, p. 337.
  6. ↑ Blanchet et Boucher 2017.
  7. ↑ Buonanno et Damour 1999, résumé, p. 1.
  8. ↑ Kidder 1995.
  9. ↑ Kinder, Will et Wiseman 1993.
  10. ↑ Lincoln et Will 1990.
  11. ↑ Wiseman 1992.
  12. ↑ Wiseman 1993.
  13. ↑ Mapelli 2022, introd., p. 707.
  14. ↑ Villatoro 2018, sec. 1, p. 208.
  15. ↑ Baker et al. 2011, sec. 2, p. 9.
  16. ↑ Haasteren 2013, sec. 1.1, § 1.1.2, p. 5.
  17. ↑ Flanagan et Hughes 1998.
  18. ↑ (en) J. Abadie, LIGO Scientific Collaboration et The Virgo Collaboration, « Search for gravitational waves from binary black hole inspiral, merger and ringdown », Physical Review D,‎ (DOI 10.1103/PhysRevD.83.122005, Bibcode 2011PhRvD..83l2005A, arXiv 1102.3781, lire en ligne).
  19. 1 2 3 4 Blanchet 2017, p. 10, col. 1.
  20. 1 2 3 Blanchet 2018, fig. 5, p. 6.
  21. 1 2 Grosjean 2007, sec. 3.1, § 3.1.2, p. 45.
  22. 1 2 Blanchet 2005, p. 5, col. 2.
  23. ↑ Blanchet 2018, sec. IV, p. 3.
  24. ↑ Grojean 2007, p. 50.
  25. ↑ (en) Michael I. Cohen, Jeffrey D. Kaplan et Mark A. Scheel, « On Toroidal Horizons in Binary Black Hole Inspirals », (consulté le ) « 1110.1668v1 », texte en accès libre, sur arXiv..
  26. ↑ Grosjean 2007, sec. 3.1, § 3.1.2, p. 46.
  27. ↑ Blanchet 2018, sec. IV, p. 3-4.
  28. ↑ (en) Baumgarte, T.; Shapiro, S., « Binary black hole mergers », Physics Today, vol. 64, no 10,‎ , p. 32-37 (DOI 10.1063/PT.3.1294).
  29. ↑ Philippe Pajot et Valérie Greffoz, « Trous noirs : ils sont bien les maîtres du cosmos », Science et Vie, no 1085, février 2008, p. 56.
  30. ↑ (en) Merritt, D.; Milosavljevic, M., « The Final Parsec Problem », American Institute of Physics Conference Proceedings, vol. 686, no 1,‎ , p. 201-210 (DOI 10.1063/1.1629432).
  31. ↑ (en) David Merrit, Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei, Princeton, American Institute of Physics Conference Proceedings, Princeton University Press, , 551 p. (ISBN 978-0-691-12101-7, présentation en ligne)
  32. ↑ (en) Ryan W. Pfeifle et al., « A Triple AGN in a Mid-Infrared Selected Late Stage Galaxy Merger », The Astrophysical Journal (accepté pour publication),‎ (lire en ligne).
  33. 1 2 (en) Brian F. Gerke, Jeffrey A. Newman, Jennifer Lotz et al., « The DEEP2 Galaxy Redshift Survey: AEGIS Observations of a Dual AGN AT z p 0.7 », The Astrophysical Journal Letters, vol. 660,‎ , L23–L26 (DOI 10.1086/517968, Bibcode 2007ApJ...660L..23G, arXiv astro-ph/0608380, lire en ligne)
  34. ↑ (en) Hongyan Zhou, Tinggui Wang, Xueguang Zhang, Xiaobo Dong et Cheng Li, « Obscured Binary Quasar Cores in SDSS J104807.74+005543.5? », The Astrophysical Journal Letters, The American Astronomical Society, vol. 604,‎ , L33–L36 (DOI 10.1086/383310, Bibcode 2004ApJ...604L..33Z, arXiv astro-ph/0411167, lire en ligne)
  35. ↑ (en) Valtonen, M. V.; Mikkola, S.; Merritt, D.; Gopakumar, A.; Lehto, H. J.; Hyvönen, T.; Rampadarath, H.; Saunders, R.; Basta, M.; Hudec, R., « Measuring the Spin of the Primary Black Hole in OJ287 », The Astrophysical Journal, vol. 709,‎ , p. 725-732 (DOI 10.1088/0004-637X/709/2/725, Bibcode 2010ApJ...709..725V)
  36. ↑ (en) ESA, « Unique pair of hidden black holes discovered by XMM-Newton », Space Daily,‎ (lire en ligne)
  37. ↑ (en) Janet Fang, « Two Supermassive Black Holes Set To Collide », sur iflscience.com, .
  38. 1 2 (en) Deane, R. P.; Paragi, Z.; Jarvis, M. J.; Coriat, M.; Bernardi, G.; Fender, R. P.; Frey, S.; Heywood, I.; Klöckner, H.-R.; Grainge, K.; Rumsey, C.;, « A close-pair binary in a distant triple supermassive black hole system », Nature, vol. 511, no 7507,‎ , p. 57–60 (DOI 10.1038/nature13454, Bibcode 2014Natur.511...57D, arXiv 1406.6365)
  39. ↑ (en) Schawinski, Kevin; Urry, Meg; Treister, Ezequiel; Simmons, Brooke; Natarajan, Priyamvada; Glikman, Eilat;, « Evidence for Three Accreting Black Holes in a Galaxy at z ~ 1.35: A Snapshot of Recently Formed Black Hole Seeds? », The Astrophysical Journal Letters, vol. 743, no 2,‎ , p. 6 (DOI 10.1088/2041-8205/743/2/L37, Bibcode 2011ApJ...743L..37S, arXiv 1111.6973)
  40. ↑ (en) Liu, Xin; Shen, Yue; Strauss, Michael A.;, « Cosmic Train Wreck by Massive Black Holes: Discovery of a Kiloparsec-scale Triple Active Galactic Nucleus », The Astrophysical Journal Letters, vol. 736, no 1,‎ , p. 5 (DOI 10.1088/2041-8205/736/1/L7, Bibcode 2011ApJ...736L...7L, arXiv 1104.3391)
  41. ↑ (en) Xin Liu, Meicun Hou, Zhiyuan Li et Kristina Nyland, « A Trio of Massive Black Holes Caught in the Act of Merging », The Astrophysical Journal, vol. 887, no 1,‎ , p. 90 (ISSN 1538-4357, DOI 10.3847/1538-4357/ab54c3, lire en ligne, consulté le )
  42. ↑ (en) « Viewpoint: The First Sounds of Merging Black Holes », sur physics.aps.org.
  43. ↑ Observatoire européen austral, Le télescope de l'ESO découvre la paire de trous noirs supermassifs la plus proche à ce jour, le 30 novembre 2021
  44. ↑ Gilles.Bogaert, « GW231123 : LE TROU NOIR BINAIRE LE PLUS MASSIF DÉTECTÉ GRÂCE AUX ONDES GRAVITATIONNELLES », sur www.oca.eu (consulté le )

Voir aussi

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Bibliographie

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Systèmes binaires coalescents d'objets compacts

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Articles connexes

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Liens externes

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