M87*

M87*Prononcé « M87 étoile ». est le trou noir supermassif situé au centre de la galaxie elliptique supergéante M87 (également appelée ou ). C'est le premier trou noir à être imagé par interférométrie à très longue base, le , par l'équipe de l..

Désignation et nom Ce trou noir est désigné M87* : « M87 », car il s'agit de sa galaxie hôte et « * » en tant que source quasi-ponctuelle d'ondes radio.

Il pourrait être baptisé « », un nom hawaïen signifiant « source sombre embellie de création sans fin ». Ce nom est dérivé du , le chant primordial décrivant la création de l'univers hawaïen. , « source sombre et profonde d'une création sans fin », est un concept souligné et répété dans le , tandis que , ou , « honorée d'embellissements », est l'une des nombreuses descriptions du dans le chant. Ce nom reflète le rôle des observatoires du Mauna Kea dans la création de l'image par l' et a été créé par ces observatoires hawaïens avec un professeur de l'Université de Hawaï. Il faut cependant noter que ce nom n'est ni officiel ni même approuvé par l' en tant que tel, les principaux chercheurs de la collaboration n'ayant même pas été consultés.

Masse et dimension

M87* a une masse estimée à de masses solaires. C'est l'une des masses les plus importantes pour ce type d'objet.

Le rayon de son horizon des événements est de de kilomètres soit ou , ou encore environ 2,5 fois la distance du Soleil à la ceinture de Kuiper..

Sa masse volumique moyenne est donc de : M / (4/3 π R3) ≈ , soit environ celle de l'air au niveau de l'EverestMasse volumique de l'atmosphère en fonction de l'altitude..

La pesanteur évaluée au niveau de l’horizon du trou noir vaut : 1/4 c4 / (G M) = 3,025 648 1043 / M = 1/2 c2 / R = 4,493 776 1016 / R ≈ 2 340 m/s2, soit ~239 g.

Disque d'accrétion

Autour de ce trou noir se trouve un disque d'accrétion de gaz ionisé, qui est orienté perpendiculairement au jet. Ce gaz orbite autour du trou noir à des vitesses allant jusqu'à . Le gaz tombe par accrétion dans le trou noir à un taux estimé à une masse solaire par dizaine d'années.

La limite inférieure du disque, déterminant le diamètre du disque sombre de l'image a 2,6 fois la taille de l'horizon du trou noir lui-même.

Le disque possède un diamètre maximal d'., soit . ou 3,7 billions de kilomètres (), près de cent fois le diamètre du trou noir.

Rotation du trou noir

Le paramètre de spin du trou noir a* (qui peut prendre des valeurs entre 0, pas de rotation, et 1, vitesse maximale) de M87* n'est pas connu avec précision.

Selon des méthodes différentes, les études donnent aussi bien un taux de rotation lent de l'ordre de 0,1 , 2018. ., que très rapide de l'ordre de 0,98 , ..

Une étude d' semble confirmer une rotation très rapide, avec un paramètre de spin a* = 0,9 ± 0,1, avec une inclinaison de 17°. Une telle rotation d'une telle masse donne une énergie de rotation de l'ordre de ()., soit 3 % de la masse visible de notre Galaxie complètement transformée en énergie , Wolfram Alpha, voir ..

Décalage par rapport au centre galactique

Le trou noir de M87 est décalé par rapport au centre galactique d'une distance d' .. Ce décalage est orienté dans la direction opposée à celle du jet, ce qui pourrait indiquer que le trou noir a été éjecté du centre par le jet. Une autre possibilité est que ce décalage soit intervenu durant la fusion de deux trous noirs supermassifs..

Ces assertions sont incertaines : l'étude n'inclut pas les différences spectroscopiques entre les étoiles et le noyau galactique actif. Il est donc possible que la position apparente du centre de la galaxie vis-à-vis du trou noir soit mal interprétée par l'éclat optique du jet. En 2011, une étude de M87 n'a pas trouvé de déplacement statistiquement significatif.

Historique vignette|Simulations numériques en fausses couleurs d'un disque d'accrétion autour d'un trou noir statique de Schwarzschild selon différents angles de vue, par J.-A. Marck et J.-P. Luminet, 1989.

La galaxie M87 a été reconnue comme une galaxie à noyau actif dès les , grâce à la découverte de la radiosource Virgo A produite par un jet de gaz relativiste issu du cœur de la galaxie., suivie d’observations en rayons X effectuées par les télescopes spatiaux HEAO1 et Einstein., suggérant l’hypothèse d’un trou noir supermassif comme moteur de l’activité. En 1979, l’analyse de la dynamique stellaire proche du cœur a conduit à une première estimation de la masse du trou noir central de l’ordre de cinq milliards de masses solaires..

En 1979, Jean-Pierre Luminet a effectué la première visualisation numérique réaliste d’un trou noir entouré d’un disque d’accrétion. et a conclu son article en prédisant que l’image simulée devrait s’appliquer au cas du trou noir central de M87 (qui n’avait pas encore été baptisé M87*). Une série d’images incluant de fausses couleurs et différents angles de vue ont été obtenues en 1989 sur la base des équations de Luminet par son collaborateur Jean-Alain Marck.. L’image simulée correspondant à un angle de vue de 60° par rapport au plan du disque est en tous points conforme à l’image télescopique obtenue trente ans plus tard par l’..

Notes et références

Bibliographie

Articles scientifiques

Série « » (EHT 2019)

Articles de vulgarisation . Heino Falcke, Lumière dans l'obscurité : Les trous noirs, l'Univers et nous, Buchet-Chastel, 2022.

Liens externes (traduction en français) (traduction/adaptation française) (traduction/adaptation française)

Catégorie:Trou noir supermassif Catégorie:Cible de l'Event Horizon Telescope