Un trou noir supermassif

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May 20, 2022

Un trou noir supermassif (SMBH ou parfois SBH) est le plus grand type de trou noir, sa masse étant de l'ordre de millions à des milliards de fois la masse du Soleil (M☉). Les trous noirs sont une classe d'objets astronomiques qui ont subi un effondrement gravitationnel, laissant derrière eux des régions sphéroïdales de l'espace d'où rien ne peut s'échapper, pas même la lumière. Les preuves observationnelles indiquent que presque toutes les grandes galaxies ont un trou noir supermassif en leur centre. Par exemple, la Voie lactée possède un trou noir supermassif dans son centre galactique, correspondant à la source radio Sagittarius A*. L'accrétion de gaz interstellaire sur les trous noirs supermassifs est le processus responsable de l'alimentation des noyaux galactiques actifs et des quasars. Deux trous noirs supermassifs ont été directement imagés par le télescope Event Horizon : le trou noir dans la galaxie elliptique géante Messier 87 et le trou noir Centre de la Voie Lactée.

Descriptif

Les trous noirs supermassifs sont classiquement définis comme des trous noirs d'une masse supérieure à 0,1 million à 1 million de M☉. Certains astronomes ont commencé à étiqueter les trous noirs d'au moins 10 milliards de M☉ comme des trous noirs ultramassifs. La plupart d'entre eux (comme TON 618) sont associés à des quasars exceptionnellement énergétiques. Même les plus grands ont été surnommés des trous noirs prodigieusement grands (SLAB) avec des masses supérieures à 100 milliards de M☉. Bien qu'ils aient noté qu'il n'y a actuellement aucune preuve que des trous noirs incroyablement grands soient réels, ils ont noté que des trous noirs supermassifs de presque cette taille existent. Certaines études ont suggéré que la masse maximale qu'un trou noir peut atteindre, tout en étant des accréteurs lumineux, est de l'ordre de ~50 milliards de M☉. Les trous noirs supermassifs ont des propriétés physiques qui les distinguent clairement des classifications de masse inférieure. Premièrement, les forces de marée au voisinage de l'horizon des événements sont nettement plus faibles pour les trous noirs supermassifs. La force de marée sur un corps à l'horizon des événements d'un trou noir est inversement proportionnelle au carré de la masse du trou noir : une personne à l'horizon des événements d'un trou noir de 10 millions de M☉ subit à peu près la même force de marée entre sa tête et ses pieds que une personne à la surface de la terre. Contrairement aux trous noirs de masse stellaire, on ne ressentirait pas de force de marée significative jusqu'à très profondément dans le trou noir. De plus, il est quelque peu contre-intuitif de noter que la densité moyenne d'un SMBH dans son horizon des événements (défini comme la masse du trou noir divisée par le volume d'espace dans son rayon de Schwarzschild) peut être inférieure à la densité de l'eau. En effet, le rayon de Schwarzschild est directement proportionnel à sa masse. Étant donné que le volume d'un objet sphérique (comme l'horizon des événements d'un trou noir non rotatif) est directement proportionnel au cube du rayon, la densité d'un trou noir est inversement proportionnelle au carré de la masse, et donc plus élevée les trous noirs de masse ont une densité moyenne inférieure. Le rayon de Schwarzschild de l'horizon des événements d'un trou noir supermassif (non rotatif) d'environ 1 milliard de M☉ est comparable au demi-grand axe de l'orbite de la planète Uranus, qui est de 19 UA.

Histoire de la recherche

L'histoire de la découverte de trous noirs supermassifs a commencé avec l'enquête de Maarten Schmidt sur la source radio 3C 273 en 1963. Au départ, on pensait qu'il s'agissait d'une étoile, mais le spectre s'est avéré déroutant. Il a été déterminé qu'il s'agissait de lignes d'émission d'hydrogène décalées vers le rouge, indiquant que l'objet s'éloignait de la Terre. La loi de Hubble a montré que l'objet était situé à plusieurs milliards d'années-lumière et devait donc émettre l'équivalent énergétique de centaines de galaxies. Le taux de variations de lumière de la source surnommée un objet quasi-stellaire, ou quasar, suggérait que la région émettrice avait un diamètre d'un parsec ou moins. Quatre de ces sources avaient été identifiées en 1964. En 1963, Fred Hoyle et W. A. ​​Fowler ont proposé l'existence d'étoiles supermassives brûlant de l'hydrogène (SMS) comme explication de la comp