Trou noir binaire

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Vue d'artiste de deux trous noirs en train de fusionner.

Un trou noir binaire est un système binaire hypothétique composé de deux 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.

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 de la 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.

Modélisation[modifier | modifier le code]

La formation de trous noirs binaires originerait principalement de la fusion de galaxies.
Vue d'artiste de deux trous noirs supermassifs en voie de fusionner.

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.

L'évolution d'un trou noir binaire est divisée en quatre étape : l'inspiral, l'orbite plongeante, la fusion et le ring-down[1].

  • Inspiral : 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. Cette étape se termine au moment où le trou noir le moins massif atteint la dernière orbite circulaire stable (ICSO), où les deux trous noir sont le plus près l'un de l'autre avant de fusionner ensemble, en d'autres termes, c'est le dernier tour d'orbite qui sera fait avant l'orbite plongeante.
    Selon les modèles numériques, lorsque les deux trous noirs se rapprochent l’un de l’autre, leur horizon des événements respectifs commencent à changer de forme, présentant une aspérité en forme de bec de canard orientée l'une envers l'autre. Ces saillies deviennent de plus en plus importantes jusqu'à ce qu'elles entrent en contact l'une avec l'autre. À ce moment, l'horizon des événements commun a une forme en X très étroite au point de rencontre et créent un genre de « pont »[2].
  • Orbite plongeante : L'inspiral est suivi par l'orbite plongeante, lors de laquelle les deux trous noirs se rencontrent.
  • Fusion : L'orbite plongeante est suivie de la fusion des singularités.
  • Ring-down : À la suite de la fusion des trous noirs, il y a réajustement de la masse, de la charge et de la rotation du trou noir résultant.

Les caractéristiques précises de chacune des étapes dépend de la masse, de la charge et du moment cinétique des deux trous noirs impliqués[3]. Après la dernière étape, le trou noir résultant est plus massif et possède une direction de rotation différente de celles des trous noirs initiaux, ce qui amène certains changements structurels au sein de la galaxie hôte.

Problème du parsec final[modifier | modifier le code]

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'onde gravitationnelles est appelé le problème du parsec final (final-parsec problem)[4].

Un certain nombre de 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[5].

Observation[modifier | modifier le code]

Schéma du système OJ 287.
Le noyau double de la galaxie d'Andromède pourrait indiquer la formation d'un trou noir binaire.

Jusqu'ici, aucun trou noir binaire n'a été observé directement. Il n'existe que quelques candidats.

On retrouve certains d'entre eux dans des galaxies à noyaux doubles encore très éloignées telles NGC 6240[6]. 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[7],[6], 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[8].

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[11] :

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 milliards d'années lumière[14].

Notes et références[modifier | modifier le code]

(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).

  1. (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)
  2. (en) Michael I. Cohen, Jeffrey D. Kaplan et Mark A. Scheel, « On Toroidal Horizons in Binary Black Hole Inspirals », (consulté le 19 janvier 2012) Texte en accès libre sur arXiv : 1110.1668v1.
  3. (en) Baumgarte, T.; Shapiro, S., « Binary black hole mergers », Physics Today, vol. 64, no 10,‎ , p. 32-37 (DOI 10.1063/PT.3.1294)
  4. (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)
  5. (en) David Merrit, Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei, Princeton, American Institute of Physics Conference Proceedings, Princeton University Press, (ISBN 9780691121017, présentation en ligne)
  6. a et b (en) Brian F. Gerke, Jeffrey A. Newman, Jennifer Lotz et et al., « The DEEP2 Galaxy Redshift Survey: AEGIS Observations of a Dual AGN AT z p 0.7 », The Astrophysical Journal Letters, vol. 660,‎ , p. L23–L26 (DOI 10.1086/517968, Bibcode 2007ApJ...660L..23G, arXiv astro-ph/0608380, lire en ligne)
  7. (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,‎ , p. L33–L36 (DOI 10.1086/383310, Bibcode 2004ApJ...604L..33Z, arXiv astro-ph/0411167, lire en ligne)
  8. (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)
  9. (en) ESA, « Unique pair of hidden black holes discovered by XMM-Newton », Space Daily,‎ (lire en ligne)
  10. (en) Janet Fang, « Two Supermassive Black Holes Set To Collide », sur http://www.iflscience.com,
  11. a et b (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)
  12. (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)
  13. (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)
  14. (en) « Viewpoint: The First Sounds of Merging Black Holes », sur physics.aps.org

Voir aussi[modifier | modifier le code]

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Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]