Représentation schématique d’un quasar. Le disque d’accrétion chaud au centre entoure le trou noir, qui est invisible ici. Il est entouré d’une distribution dense de gaz et de poussière dans laquelle des nuages de gaz ionisés individuels orbitent autour du trou noir à grande vitesse. Stimulés par le rayonnement intense et très énergétique du disque d’accrétion, ces nuages émettent un rayonnement sous forme de raies spectrales, élargies par l’effet Doppler. La zone de ces nuages de gaz est donc appelée région à larges raies d’émission (BLR). Crédit : Département graphique/Bosco/MPIA
Test d’une nouvelle méthode directe pour déterminer les masses des trous noirs supermassifs.
Des astronomes de l’Institut Max Planck d’Astronomie ont, pour la première fois, testé avec succès une nouvelle méthode pour déterminer les masses des trous noirs supermassifs dans les quasars. Cette méthode, appelée spectroastrométrie, est basée sur la mesure du rayonnement émis par le gaz au voisinage des trous noirs supermassifs. Cette mesure détermine simultanément la vitesse de rotation du gaz rayonnant et sa distance par rapport au centre du disque d’accrétion à partir duquel la matière s’écoule dans le trou noir. trou noir. Comparée à d’autres méthodes, la spectroastrométrie est relativement simple et efficace si elle est réalisée avec de grands télescopes modernes. La haute sensibilité de cette méthode permet d’étudier l’environnement des quasars lumineux et des trous noirs supermassifs dans l’Univers primitif.
En cosmologie, la détermination de la masse des trous noirs supermassifs dans l’Univers jeune est une mesure importante pour suivre l’évolution temporelle du cosmos. Felix Bosco, en étroite collaboration avec Jörg-Uwe Pott, tous deux de l’Institut Max Planck d’Astronomie (MPIA) à Heidelberg, et les anciens chercheurs du MPIA Jonathan Stern (aujourd’hui Université de Tel Aviv, Israël) et Joseph Hennawi (aujourd’hui UC Santa Barbara ; USA et Université de Leiden, Pays-Bas), a réussi pour la première fois à démontrer la faisabilité de déterminer directement la masse d’un quasar en utilisant la spectroastrométrie.
Cette méthode permet de déterminer la masse de trous noirs distants dans des quasars lumineux, directement à partir de spectres optiques, sans avoir besoin de faire de grandes hypothèses sur la distribution spatiale du gaz. Les applications spectaculaires des mesures spectroastrométriques des masses des quasars ont été systématiquement étudiées au MPIA il y a plusieurs années.
Quasars : les balises de l’Univers
Les quasars contiennent des trous noirs supermassifs au centre des galaxies et sont parmi les objets cosmiques les plus brillants. Ils sont donc détectables sur de grandes distances et permettent ainsi l’exploration de l’Univers primitif.
Si du gaz se trouve à proximité d’un trou noir, il ne peut pas y tomber directement. Au lieu de cela, un disque d’accrétion se forme, un tourbillon qui aide la matière à s’écouler vers le trou noir. Les forces de friction élevées dans ce flux de gaz, qui alimente finalement le trou noir, chauffent le disque d’accrétion généralement à cinquante mille degrés. L’intensité du rayonnement émis au cours de ce processus fait apparaître les quasars si brillants qu’ils éclipsent toutes les étoiles de la galaxie.
D’autres composants au sein des quasars sont connus depuis plusieurs décennies, comme la région dite de “large ligne d’émission” (BLR), une zone dans laquelle des nuages de gaz ionisé gravitent autour du trou noir central à des vitesses de plusieurs milliers de kilomètres par seconde. Le rayonnement intense et énergétique du disque d’accrétion stimule l’émission du gaz dans la BLR, qui est visible dans les spectres sous la forme de raies spectrales. Cependant, en raison de l’effet Doppler, elles sont fortement élargies par les vitesses orbitales élevées, ce qui a donné son nom au BLR.
Une nouvelle méthode pour mesurer les masses des trous noirs
Felix Bosco et ses collègues ont mesuré la raie spectrale de l’hydrogène (Ha) optiquement la plus brillante dans le BLR du quasar J2123-0050 dans la constellation du Verseau. Sa lumière provient d’une époque où l’Univers n’avait que 2,9 milliards d’années. En utilisant la méthode de la spectroastrométrie, ils ont déterminé la distance putative de la source de rayonnement dans le BLR par rapport au centre du disque d’accrétion, l’emplacement du potentiel trou noir supermassif. En même temps, la raie Ha fournit la vitesse radiale de l’hydrogène gazeux, c’est-à-dire la composante de la vitesse qui pointe vers la Terre. Tout comme la masse du Soleil détermine les vitesses orbitales des planètes du système solaire, la masse du trou noir au centre du quasar peut être déduite précisément de ces données si la distribution du gaz peut être résolue spatialement.
Représentation schématique de l’origine du signal de spectroastrométrie.Si le gaz ionisé était au repos, nous mesurerions la même longueur d’onde de la raie spectrale dans tout le BLR. Cependant, les nuages de gaz sont en orbite autour du trou noir. Vus de côté, ils se rapprochent de nous d’un côté tandis qu’ils s’éloignent de l’autre. En conséquence, le signal spectral apparaît décalé vers le bleu, vers des longueurs d’onde plus courtes d’un côté. De l’autre côté, il est décalé vers le rouge, vers les grandes longueurs d’onde. Cette différence dans la longueur d’onde mesurée en fonction de la position le long de la BLR donne le signal spectroastrométrique indiqué ci-dessus. À partir de celui-ci, les chercheurs peuvent déterminer la distance maximale des nuages BLR observés par rapport au centre du quasar et la vitesse qui y règne. Crédit : Département graphique/Bosco/MPIA
Cependant, même pour les grands télescopes actuels, l’étendue du BLR est bien trop petite pour cela. “Cependant, en séparant les informations spectrales et spatiales dans la lumière collectée, ainsi qu’en modélisant statistiquement les données mesurées, nous pouvons déduire des distances bien inférieures à un pixel d’image du centre du disque d’accrétion”, explique Felix Bosco. La durée des observations détermine la précision de la mesure.
Pour J2123-0050, les astronomes ont calculé une masse de trou noir d’au plus 1,8 milliard de masses solaires. “La détermination exacte de la masse n’était pas du tout l’objectif principal de ces premières observations”, déclare Jörg-Uwe Pott, co-auteur et responsable du groupe de travail “Trous noirs et mécanismes d’accrétion” au MPIA. “Nous voulions plutôt montrer que la méthode de spectroastrométrie peut en principe détecter la signature cinématique des masses centrales des quasars à l’aide des télescopes de 8 mètres déjà disponibles aujourd’hui.” La spectroastrométrie pourrait donc constituer un complément précieux aux outils que les chercheurs utilisent pour déterminer les masses des trous noirs. Joe Hennawi ajoute : “Grâce à la sensibilité nettement accrue du télescope de 8 mètres, la spectroastrométrie peut être utilisée pour déterminer la masse des trous noirs. Télescope spatial James Webb (JWST) et de l’Extremely Large Telescope (ELT avec un miroir primaire de 39 mètres de diamètre) actuellement en construction, nous serons bientôt en mesure de déterminer les masses des quasars aux redshifts les plus élevés.” Jörg-Uwe Pott, qui dirige également les contributions de Heidelberg à la première caméra proche infrarouge de l’ELT, MICADO, ajoute : “L’étude de faisabilité maintenant publiée nous aide à définir et à préparer nos programmes de recherche prévus pour l’ELT.”
La spectroastrométrie, un complément précieux aux méthodes classiques
Parmi les alternatives pour sonder la BLR dans les quasars proches, il existe une méthode largement utilisée : La “cartographie de réverbération” (RM). Elle utilise le temps de transit de la lumière nécessaire à toute fluctuation de luminosité dans le disque d’accrétion pour exciter le gaz environnant et augmenter le rayonnement. A partir de là, les astronomes estiment l’étendue moyenne de la BLR. Outre les incertitudes parfois considérables dans les hypothèses, cette méthode présente des inconvénients décisifs par rapport à la spectroastrométrie pour l’étude des trous noirs les plus massifs et les plus lointains. Le diamètre du BLR est en corrélation avec la masse du trou noir central. Par conséquent, le retard du signal entre le disque d’accrétion et le BLR devient très important pour les trous noirs massifs de l’Univers primitif. Les séries de mesures nécessaires de plusieurs années deviennent impraticables.
De plus, les fluctuations de luminosité et la mesurabilité ont tendance à diminuer avec l’augmentation de la masse du trou noir et de la luminosité des quasars. La méthode RM est donc rarement applicable aux quasars lumineux. Par conséquent, elle ne convient pas pour mesurer les quasars à de grandes distances cosmologiques.
Photo du dôme du télescope Gemini Nord à Hawaii, USA. Ce télescope a un diamètre de miroir primaire de 8,1 mètres et une étoile guide laser qui, avec l’optique adaptative, permet de minimiser l’influence de l’atmosphère sur les observations. Gemini North a été utilisé pour l’étude de faisabilité de la spectroastrométrie. Crédit : Observatoire Gemini
Cependant, la RM sert de base à l’étalonnage d’autres méthodes indirectes, d’abord établies pour les quasars proches, puis étendues à des quasars plus éloignés, lumineux, avec des trous noirs massifs. La qualité de ces méthodes indirectes dépend de la qualité de l’échantillon. précision de la méthode RM. Ici aussi, la spectroastrométrie peut contribuer à donner une base plus large à la détermination de la masse des trous noirs massifs. Par exemple, l’évaluation des données de J2123-0050 indique que la corrélation entre la taille du BLR et la luminosité du quasar, initialement établie avec la méthode RM pour des quasars assez proches et peu lumineux, semble en fait se vérifier également pour les quasars lumineux. Cependant, des mesures supplémentaires sont nécessaires.
Le BLR peut également être mesuré par interférométrie dans les galaxies actives proches, comme avec l’instrument GRAVITY de la station d’observation de l’Arctique. Very Large Telescope Interféromètre (VLTI). Le siteLe grand avantage de la spectroastrométrie, cependant, est qu’elle ne nécessite qu’une seule observation très sensible. En outre, elle ne nécessite ni le couplage techniquement très complexe de plusieurs télescopes comme le requiert l’interférométrie, ni de longues séries de mesures sur des mois et des années comme c’est le cas avec la RM. Par exemple, une seule série d’observations avec un temps d’exposition de quatre heures avec le télescope Gemini Nord de classe 8 mètres à Hawaï, soutenue par un système de correction composé d’une étoile guide laser et d’une optique adaptative, a été suffisante pour le groupe de recherche dirigé par Felix Bosco.
Ouvrir une nouvelle porte à l’exploration de l’Univers primitif
Les chercheurs nourrissent de grands espoirs pour la prochaine génération de grands télescopes optiques tels que ESOL’ELT de l’ESO. La combinaison d’une surface collectrice de lumière plus grande et d’une netteté d’image multipliée par cinq rendrait l’observation présentée ici possible en quelques minutes seulement à l’ELT. Felix Bosco explique : “Nous utiliserons l’ELT pour mesurer astrométriquement de nombreux quasars à différentes distances en une seule nuit, ce qui nous permettra d’observer directement l’évolution cosmologique des masses des trous noirs.” Avec le succès de l’étude de faisabilité astrométrique, les auteurs ont poussé grandement une nouvelle porte vers l’exploration de l’Univers primitif.
Références :
“Résolution spatiale de la cinématique de la région à large raie des quasars de ?100 µas par spectro-astrométrie. II. The First Tentative Detection in a Luminous Quasar at z = 2.3 ” par Felix Bosco, Joseph F. Hennawi, Jonathan Stern et Jörg-Uwe Pott, 22 septembre 2021, The Astrophysical Journal.
DOI : 10.3847/1538-4357/ac106a
” Spatially Resolving the Kinematics of the Quasar Broad-Line Region Using Spectroastrometry ” par Jonathan Stern, Joseph F. Hennawi et Jörg-Uwe Pott, 30 avril 2015, The Astrophysical Journal.
DOI: 10.1088/0004-637X/804/1/57
