Des trous noirs continuent de déchirer ces étoiles, mais elles survivent
La majorité des galaxies abriteraient un trou noir supermassif en leur centre. Ces objets colossaux peuvent peser des millions, voire des milliards de fois la masse du Soleil, créant certains des environnements gravitationnels les plus puissants connus dans l’univers.
Lorsqu’une étoile s’approche dangereusement d’un de ces trous noirs, la destruction n’est pas toujours immédiate. Certaines étoiles survivent à cette rencontre et reviennent pour d’autres passages proches, générant une nouvelle lueur à chaque fois. Ces événements, appelés événements de disruption partielle des marées répétées (rpTDEs), permettent aux astronomes d’observer la même étoile interagissant avec le même trou noir à plusieurs reprises. Des enquêtes en temps réel sur de vastes régions du ciel rendent cela possible en scrutant continuellement des zones étendues et en suivant les objets dont la luminosité change.
Cependant, certains de ces systèmes ont présenté un mystère aux astronomes. Au lieu de produire des éclats similaires à chaque retour, ceux-ci deviennent progressivement plus faibles. Pendant des années, les modèles théoriques ont eu du mal à reproduire ce comportement. Une nouvelle recherche des astrophysiciens de l’Université de Syracuse suggère qu’une propriété précédemment sous-estimée de l’étoile pourrait fournir la réponse : la rapidité de sa rotation avant sa première rencontre rapprochée avec le trou noir.
L’étude, publiée dans The Astrophysical Journal, a été menée par l’étudiante en doctorat Ananya Bandopadhyay, en collaboration avec le chercheur postdoctoral Benjamin Amend et le professeur associé Eric Coughlin, tous du Département de physique, ainsi que des collaborateurs d’autres institutions.
Dans un événement standard de disruption des marées (TDE), la force gravitationnelle d’un trou noir varie tellement d’un côté de l’étoile à l’autre qu’elle la déchire complètement. Les débris stellaires qui en résultent commencent à tomber vers le trou noir. À me que ce matériau perd de l’énergie, il émet de la lumière sur des périodes allant de plusieurs jours à plusieurs mois. Les trous noirs eux-mêmes n’émettent pas de lumière, mais un TDE fournit temporairement du matériel qui peut éclairer la région environnante, offrant ainsi aux astronomes un moyen indirect d’étudier des objets autrement invisibles.
Tous les passages ne se terminent pas par la destruction totale de l’étoile. Si une étoile passe près d’un trou noir sans franchir le seuil de la disruption totale, elle peut perdre seulement une partie de sa masse, produisant ainsi un TDE partiel. Lors d’un rpTDE, le noyau survivant de l’étoile reste en orbite et revient pour d’autres rencontres rapprochées, perdant plus de matériel à chaque fois. Ces passages peuvent survenir plusieurs mois ou années d’intervalle.
La quantité de matériau arraché à une étoile lors de rencontres répétées dépend en partie de sa structure interne. Bandopadhyay compare une étoile de faible masse à une meringue moelleuse, qui peut devenir de plus en plus susceptible aux forces de marée du trou noir. Une étoile de masse plus élevée se comporte différemment. Son matériau est plus concentré vers le centre, avec une structure interne en couches. Elle peut perdre ses couches extérieures tout en conservant un noyau dense relativement inchangé, ce qui entraîne une diminution de la masse perdue au fil des rencontres.
Ces différences structurelles peuvent expliquer pourquoi tous les rpTDEs n’évoluent pas de la même manière. Cependant, une observation a été particulièrement difficile à comprendre. Parmi les dix systèmes répétitifs identifiés jusqu’à présent, quatre ont montré des éclats devenant progressivement plus faibles. Il pourrait sembler naturel de supposer que de plus petites quantités de matériau arraché produiraient simplement des éclats plus faibles. Cependant, des simulations hydrodynamiques antérieures ont révélé une complication : même lorsque l’étoile perdait moins de matériel à chaque passage, les modèles prédisaient toujours des éclats d’une luminosité de pic similaire.
Les chercheurs ont découvert que les forces de marée du trou noir appliquent également un couple, provoquant une rotation plus rapide de l’étoile après chaque rencontre rapprochée. Cette rotation accrue modifie la vitesse à laquelle le matériau arraché revient vers le trou noir. Bien que moins de matériel revienne, cela se produit sur une période plus courte, permettant de maintenir un taux de retour de pic similaire et donc une luminosité d’éclat prédite à peu près constante.
Pour reproduire les éclats déclinants observés par les astronomes, les chercheurs ont identifié un nouvel élément : une étoile qui tournait déjà rapidement avant sa première rencontre avec le trou noir. Les nouvelles simulations suggèrent qu’une telle étoile ne peut pas être accélérée autant lors des passages ultérieurs. Sans une augmentation significative de la rotation après chaque rencontre, le temps nécessaire pour que le matériau arraché retombe vers le trou noir reste relativement stable. Cela modifie le résultat, car au fur et à me que moins de matériel est arraché à l’étoile, le taux de retour de pic diminue également, ce qui fait que l’éclat prédit devient plus faible à chaque rencontre, correspondant ainsi à ce que les astronomes ont observé.
Cette découverte soulève une autre question : pourquoi une étoile s’approchant d’un trou noir supermassif tournerait-elle déjà si rapidement ? Une mécanisme connu sous le nom de mécanisme de Hills pourrait expliquer à la fois la rotation rapide et l’orbite exceptionnellement serrée de l’étoile. Dans ce scénario, deux étoiles en orbite étroite l’une autour de l’autre s’approchent d’un trou noir supermassif. La gravité du trou noir déchire le système binaire. Une étoile est projetée loin, tandis que l’autre est capturée en orbite autour du trou noir.
Des étoiles dans un binaire très proche peuvent devenir verrouillées par marée, signifiant que chaque étoile tourne sur son axe à la même vitesse que le couple orbite l’une autour de l’autre. Plus le binaire est serré, plus la période orbitale est courte et plus une étoile verrouillée par marée doit tourner rapidement. Pour qu’une étoile capturée reste sur l’orbite courte observée dans les rpTDEs, le système binaire d’origine devrait être extrêmement compact. Cette même configuration serrée produirait naturellement une étoile tournant rapidement et verrouillée par marée avant que le trou noir ne la capture.
Les implications de ces résultats pourraient également s’étendre au-delà des systèmes d’éclats répétitifs éloignés. Les observations suggèrent que le mécanisme de Hills pourrait également être responsable de certaines des étoiles qui orbitent actuellement Sagittarius A*, le trou noir supermassif au centre de la Voie lactée. Si tel est le cas, le même mécanisme qui pourrait expliquer les éclats rpTDE déclinants pourrait également aider les astronomes à comprendre certaines des populations stellaires inhabituelles entourant le trou noir, que Coughlin qualifie de « notre propre arrière-cour cosmologique ».
Source : Syracuse University, The Astrophysical Journal
