jeudi, 18 avril 2024

La plus grande paire de trous noirs jamais vue pèse 28 milliards de masses solaires

Lorsque les galaxies s’affrontent, les grands vides supermassifs en leur centre peuvent se rapprocher, commencer à s’éclipser et finalement fusionner. Une telle fusion n’a en fait jamais été observée, mais il a été établi que de grands vides supermassifs binaires existent au cœur de nombreuses galaxies. Et les astronomes ont en fait couronné l’ensemble le plus lourd à ce jour.

Ces deux objets se trouvent au centre de la galaxie elliptique B2 0402 379. Grâce aux informations d’archives du spectrographe multi-objets Gemini (GMOS) de Gemini North, les chercheurs ont pu capable de réparer les 2 choses indépendamment – la toute première fois que cela a été possible. Cela a conduit à une autre première : ils ont estimé que les 2 objets ne sont distants que de 24 années-lumière. Plus proche que l’étoile Vega ne l’est de la Terre.

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Ce ne sont pas d’excellentes choses dont nous parlons. Les grands vides pèsent 28 milliards de fois la masse du Soleil, plus ou moins 8 milliards de masses solaires. La capacité des astronomes à déterminer les mouvements des étoiles au cœur de cette galaxie elliptique est cruciale pour cette citation.

 » Le niveau exceptionnel de sensibilité du GMOS nous a permis de cartographier les vitesses croissantes des étoiles comme une seule se rapproche du centre de la galaxie », a déclaré Roger Romani, professeur de physique à l’Université de Stanford et co-auteur de l’article, dans une déclaration.  » Grâce à cela, nous avons pu déduire la masse totale des trous noirs qui y vivent. « 

Les grands vides binaires ont tendance à fusionner avec le temps (comme les observations d’ondes gravitationnelles l’ont en fait montré) mais les scientifiques ont déterminé que cette paire était en fait bloquée à cette distance depuis 3 milliards d’années. Il est peu probable qu’ils se combinent de si tôt, et leur masse extrême pourrait en être la raison.

Pour que des objets comme celui-ci se combinent, ils doivent perdre de l’énergie orbitale. Les binaires d’étoiles à neutrons ou de trous noirs peuvent le faire en lançant de l’énergie gravitationnelle lorsqu’ils se déplacent les uns autour des autres. Pour ces choses colossales, cela ne suffit pas. Le gaz et les étoiles en orbite autour d’eux peuvent fournir un petit coup de pouce en enlevant une partie de cette énergie.

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Cependant, il semble que cette énorme galaxie soit en réalité à court de gaz et d’étoiles au centre. Sans cela, les trous noirs supermassifs sont sur une orbite stable les uns autour des autres, ce qui a également permis aux astronomes d’observer ces deux choses.  » Normalement, il semble que les galaxies avec des paires de grands vides plus légères ont des étoiles et une masse adéquates pour rapprocher rapidement les deux.  » a ajouté Romani.  » Parce que cette paire est si lourde qu’elle a nécessité beaucoup d’étoiles et de gaz pour faire le travail. Le binaire a en fait parcouru la galaxie principale de cette matière, la laissant bloquée et accessible pour notre étude. « 

Si s’ils se combinent, les ondes gravitationnelles libérées seraient cent millions de fois plus énergétiques que celles que nous avons réellement identifiées jusqu’à présent. Cependant, le groupe hésite à ce que cela ait lieu. Il est peu probable qu’une autre fusion se produise à l’avenir, mais peut-être qu’il y a suffisamment de gaz pour finalement les combiner.

« Nous prévoyons des examens de suivi du noyau du B2 0402 379 où nous verrons comment beaucoup de gaz est présent », a ajouté l’auteur principal Tirth Surti, un scientifique de premier cycle à Stanford. « Cela devrait nous permettre de mieux comprendre si les trous noirs supermassifs peuvent finalement fusionner ou s’ils resteront bloqués sous forme binaire. »

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La possibilité, ou peut-être l’impossibilité, d’une fusion binaire de trous noirs supermassifs est un sujet de débat parmi les astronomes depuis des décennies. C’est ce qu’on appelle le numéro final du Parsec.

L’article est publié dans The Astrophysical Journal.

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