Trou noir à effondrement direct

Les trous noirs à effondrement direct (TNED) sont des germes (ou « graines »^[1],[2],[3]) de trous noirs de masse élevée qui se forment à partir de l'effondrement direct d'une grande quantité de matière^{[4],[5],[6],[7]}. Ils se sont supposément formés dans la plage de décalage vers le rouge z = 15–30^[8], lorsque l' Univers avait environ entre 100 et 250 millions d'années. Contrairement aux germes formés à partir de la première population d'étoiles (également appelées étoiles de population III ), les germes de trous noirs à effondrement direct sont formés par une instabilité relativiste générale directe. Ils sont très massifs, avec une masse typique à la formation d'environ 10⁵ M_☉^[5],[9]. Cette catégorie de germes de trous noirs a été proposée à l'origine comme théorie pour expliquer l'existence de trous noirs supermassifs au décalage vers le rouge élevé de z~7, comme l'ont confirmé de nombreuses observations effectuées à ce jour^{[10],[11],[12],[13],[14]}.

Les trous noirs à effondrement direct (TNED) sont des germes lourds de trous noirs dont on suppose qu'ils se seraient formés dans l'Univers à fort décalage vers le rouge et avec des masses typiques à la formation d'environ 10⁵ M_☉, mais qui s'étendent entre 10⁴ et 10⁶ M_☉. Les conditions physiques environnementales pour former un TNED (par opposition à un amas d' étoiles ) sont les suivantes^[15],[16] :

• nuage de gaz sans métal (gaz contenant uniquement de l'hydrogène et de l'hélium) ;
• gaz d'hydrogène H₂ (dihydrogène) ;
• flux suffisamment important de photons de Lyman-Werner pour détruire les molécules d'hydrogène, qui sont des réfrigérants de gaz très efficaces.

Les conditions précédentes sont nécessaires pour éviter le refroidissement des gaz et, par conséquent, la fragmentation du nuage de gaz primordial. Incapable de se fragmenter et de former des étoiles, le nuage de gaz subit un effondrement gravitationnel de toute sa structure, atteignant une densité de matière extrêmement élevée en son cœur, de l'ordre de ~10⁷ g/cm³ , et des températures centrales aussi élevées que ~ 10¹⁰ K^[17]. À cette densité, l'objet subit une instabilité relativiste générale^[17], ce qui conduit à la formation d'un trou noir d'une masse typique d'environ 10⁵ M_☉, et jusqu'à 10⁶ M_☉. L'apparition de l'instabilité relativiste générale, ainsi que l'absence de la phase stellaire intermédiaire, ont conduit à la dénomination de trou noir à effondrement direct. En d'autres termes, ces objets s'effondrent directement à partir du nuage de gaz primordial, et non à partir d'un progéniteur stellaire comme prescrit dans les modèles standards de trous noirs^[18]. À des métallicités supérieures à ~10⁻⁵ Z_☉, la fragmentation se produit en raison du refroidissement de la poussière. Les étoiles situées au centre de l'accrétion deviennent supermassives en raison de la grande quantité de gaz fournie par la fragmentation. Ce processus est appelé « accrétion super compétitive »^[19],[20].

Une simulation réalisée en 2024, effectuée à partir d’une base de données de modèles stellaires de l’Université de Genève, et utilisant le code de Genève (Geneva Stellar Evolution Code)^[21], montre qu’à des taux d'accrétion de 100 à 1000 M_☉ an^-1 au sein des halos de matière noire, le gaz rencontre l'instabilité relativiste générale avant le début de la combustion centrale de l'hydrogène et s'effondre en un trou noir d'une masse de ~106 M_☉ sans jamais être devenu une étoile^[22].

Les trous noirs à effondrement direct sont généralement considérés comme des objets extrêmement rares dans l'Univers à grand décalage vers le rouge, car les trois conditions fondamentales de leur formation (voir ci-dessus dans la section Formation) sont difficiles à réunir toutes ensemble dans le même nuage de gaz^[23],[24].

En 2016, une équipe dirigée par l'astrophysicien Fabio Pacucci de l'Université d' Harvard a identifié les deux premiers candidats de trous noirs à effondrement direct^[25],[26], en utilisant les données du télescope spatial Hubble et de l'observatoire à rayons X Chandra^[27]. Les deux candidats, tous deux au décalage vers le rouge ${\displaystyle z>6}$, correspondaient aux propriétés spectrales prédites pour ce type de sources astrophysiques^[28]. Des observations additionnelles, en particulier avec le télescope spatial James Webb, seront cruciales pour étudier les propriétés de ces sources et confirmer leur nature^[29].

Un trou noir primordial est le résultat de l'effondrement direct de l'énergie, de la matière ionisée, ou des deux, pendant l'ère de l'inflation cosmique et celle dominée par le rayonnement, tandis qu'un trou noir à effondrement direct est le résultat de l'effondrement de régions de gaz exceptionnellement denses et grandes^[30]. Un trou noir formé par l'effondrement d'une étoile de population III n'est pas considéré comme un effondrement « direct ».

Avec la découverte par JWST, seulement 800 millions d'années après le Big Bang, de trous noirs extrêmement massifs par rapport à la masse stellaire de leur galaxie hôte, ce qui a surpris, les astronomes ont proposé plusieurs explications comme origine à ce phénomène : premièrement, le modèle dit des graines légères (en anglais, light seeds), trous noirs rémanents d'étoiles de population III, deuxièmement, celui des graines massives (heavy seeds), trous noirs issus de nuages de gaz primordial (TNED), et enfin, celui du dépassement de la limite d'accrétion d'Eddington, avec des phases de croissance extrême suivies de phases de repos, sans que la question ne soit actuellement tranchée entre les différents modèles explicatifs avancés ^[31],[32].

• (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Direct collapse black hole » (voir la liste des auteurs).

• Pandey et Mangalam, « Role of primordial black holes in the direct collapse scenario of supermassive black hole formation at high redshifts », Journal of Astrophysics and Astronomy, vol. 39, n^o 1,‎ 2018, p. 9 (DOI 10.1007/s12036-018-9513-x, Bibcode 2018JApA...39....9P, arXiv 1801.06649, S2CID 255489158)
• Mayer et Bonoli, « The route to massive black hole formation via merger-driven direct collapse: A review », Reports on Progress in Physics, vol. 82, n^o 1,‎ 2019, p. 016901 (PMID 30057369, DOI 10.1088/1361-6633/aad6a5, Bibcode 2019RPPh...82a6901M, arXiv 1803.06391, S2CID 51865966)
• Haemmerlé, Heger et Woods, « On monolithic supermassive stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 494, n^o 2,‎ 2020, p. 2236–2243 (DOI 10.1093/mnras/staa763, arXiv 2003.10467)

• GHZ9
• UHZ1
• Galaxie de l'infini
• QSO J0313−1806
• GNz7q

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