vignette|Vue d'artiste de deux trous noirs en train de fusionner. Un ou un est un système binaire coalescent d'objets compacts 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.
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.
Évolution vignette|Vue d'artiste de deux trous noirs supermassifs en cours de fusion.
À la suite 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 ou déclin d'orbite, la fusion et le .. La () est la phase initiale de la coalescence des deux trous noirs. La méthode utilisée pour la décrire est la théorie postnewtonienne. Lors de l''', 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. Elle s'achève lorsque le système binaire atteint la dernière orbite circulaire (ICO, pour ) qui est l'analogue, pour un tel système, de la dernière orbite circulaire stable (ISCO, pour ). 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 .. La () est la phase de la coalescence qui débute par la plongée des deux trous noirs l'un vers l'autre jusqu'à leur collision par entrée en contact de leurs horizons respectifs et qui d'achèvement par leur fusion proprement dite, c'est-à-dire la formation d'un trou noir unique. La méthode utilisée pour la décrire est la . Elle correspond à la fusion des singularités. La () est la phase finale de la coalescence. La méthode utilisée pour la décrire est la théorie des perturbations. 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.
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.. 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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En 2005, Frans Pretorius est parvenu à simuler la fusion complète de deux trous noirs ; la phase finale de ce processus est plus simple qu’on l’imaginait et surtout plus courte : de l’ordre de la millisecondePhilippe Pajot et Valérie Greffoz, « Trous noirs : ils sont bien les maîtres du cosmos », Science et Vie, , février 2008, ..
Problème du parsec final vignette|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 . 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 ()..
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. 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..
Observation vignette|La formation de trous noirs binaires proviendrait principalement de la fusion de galaxies, comme l'exemple de NGC 6240 ci-dessus. vignette|Schéma du système OJ 287. vignette|Le noyau double de la galaxie d'Andromède pourrait indiquer la formation d'un trou noir binaire. vignette|redresse=1.5|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. 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, 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.
En plus des candidats précédents, on remarque la présence de trou noirs binaires dans les objets suivants : 4C +37.11 ; SDSS J120136.02+300305.5 ; PG 1302-102..
En 2014, on a recensé l'existence d'au moins cinq systèmes triples : SDSS J150243.09+111557.3 ; GOODS J123652.77+621354.7 ; 2MASX J10270057+1749001 (SDSS J1027+1749) ; SDSS J084905.51+111447.2.
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..
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 . 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 . 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 préciseObservatoire européen austral, Le télescope de l'ESO découvre la paire de trous noirs supermassifs la plus proche à ce jour, le 30 novembre 2021 .
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.
Notes et références
Notes
Références
Voir aussi
Bibliographie . . . .
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Systèmes binaires coalescents d'objets compacts . . . . .
Articles connexes Effet Lense-Thirring Fusion de galaxies Horizon (trou noir) Trou noir Trou noir de Kerr
Liens externes [EDAA] Entrées de l'' [« Dictionnaire étymologique d'astronomie et d'astrophysique »] de l'observatoire de Paris :
. Binary Black Holes Orbit and Collide by djxatlanta
(traduction/adaptation française). .
Catégorie:Trou noir Catégorie:Étoile binaire *