Vue d’artiste de CygnusX-1. Crédit : Mark Myers, Université OzGrav-Swinburne
La première preuve de l’existence de trous noirs a été trouvée dans les années 1960, lorsque de puissants rayons X ont été détectés à partir d’un système appelé Cygnus X-1. Dans ce système, le trou noir est orbité par une étoile massive soufflant un vent extrêmement fort, plus de 10 millions de fois plus fort que le vent soufflant du Soleil. Une partie du gaz contenu dans ce vent est attirée gravitationnellement vers le trou noir, créant un « disque d’accrétion », qui émet les puissants rayons X que nous observons. Ces systèmes avec un trou noir et une étoile massive sont appelés « binaires à rayons X de masse élevée » et ont été très utiles pour comprendre la nature des trous noirs.
Près de 60 ans après la première découverte, seule une poignée de binaires de rayons X de masse élevée similaires ont été détectés. On s’attendait à ce que beaucoup plus d’entre eux existent, d’autant plus que de nombreux trous noirs binaires (les futurs états des binaires de rayons X de masse élevée) ont été découverts avec ondes gravitationnelles au cours des dernières années. Il existe également de nombreux binaires trouvés dans notre Galaxie qui devraient éventuellement devenir un binaire de rayons X de masse élevée. Ainsi, nous voyons beaucoup de prédécesseurs et de descendants, mais où se cachent tous les binaires de rayons X de grande masse eux-mêmes ?
Une explication indique que même si un trou noir est orbité par une étoile massive soufflant un vent fort, il n’émet pas toujours de rayons X. Pour émettre des rayons X, le trou noir doit créer un disque d’accrétion, où le gaz tourbillonne et devient chaud avant de tomber. Pour créer un disque d’accrétion, le gaz qui tombe a besoin d’un « moment angulaire », afin que toutes les particules de gaz puissent tourner autour du trou noir dans la même direction. Cependant, nous trouvons qu’il est généralement difficile d’avoir suffisamment de moment angulaire tombant sur le trou noir dans les binaires de rayons X de masse élevée. En effet, le vent est généralement considéré comme soufflant de manière symétrique, il y a donc presque la même quantité de gaz qui passe devant le trou noir dans le sens des aiguilles d’une montre et dans le sens inverse. En conséquence, le gaz peut tomber directement dans le trou noir sans créer de disque d’accrétion, de sorte que le trou noir est presque invisible.
Mais si cela est vrai, pourquoi voyons-nous des binaires de rayons X ? Dans notre article, nous avons résolu les équations du mouvement des vents stellaires et nous avons constaté que le vent ne souffle pas de manière symétrique lorsque le trou noir est suffisamment proche de l’étoile. Le vent souffle à une vitesse plus lente dans la direction vers et loin du trou noir, en raison des forces de marée. En raison de cette rupture de symétrie dans le vent, le gaz peut maintenant avoir une grande quantité de moment cinétique, assez pour former un disque d’accrétion autour du trou noir et briller dans les rayons X. Les conditions nécessaires à cette asymétrie sont assez strictes, donc seule une petite fraction des binaires trou noir + étoile massive pourra être observée.
Le modèle de notre étude explique pourquoi il n’y a qu’un petit nombre de binaires de rayons X de grande masse détectés, mais ce n’est que la première étape dans la compréhension des vents stellaires asymétriques. En approfondissant l’étude de ce modèle, nous pourrions peut-être résoudre de nombreux autres mystères des binaires de rayons X de masse élevée.
Écrit par le postdoctorant OzGrav Ryosuke Hirai, Université Monash
Référence : « Conditions for accretion disc formation and observabilité of wind-accreting X-ray binaires » par Ryosuke Hirai et Ilya Mandel, 18 novembre 2021, Publications de l’Astronomical Society of Australia.
DOI : 10.1017 / pasa.2021.53
