Au cœur de la plupart des galaxies géantes, sinon toutes, se trouve un trou noir supermassif. Lorsque la matière tourne autour du trou noir et y tombe, elle émet un puissant rayonnement. Crédit : ESA/Hubble (M. Kornmesser)
L’Univers contient différentes “saveurs” de trous noirs. Alors que les trous noirs de masse ” stellaire ” ont une masse de 10 à 50 fois celle de notre Soleil, les trous noirs supermassifs ont une masse de plusieurs millions et milliards de fois celle de notre Soleil (comme celui du film Interstellar) ! Les trous noirs supermassifs (SMBH) sont si gros qu’ils parviennent à devenir – littéralement – le centre de leur galaxie. Leur gravité attire les corps célestes tels que les étoiles, les étoiles à neutrons et les trous noirs plus petits en orbite autour d’eux (voir la figure 1).
Figure 1 – Artiste : Avi Vajpeyi
La force gravitationnelle entraîne également les gaz et les poussières environnants dans une orbite en spirale qui se termine inévitablement dans le SMBH. En s’enfonçant dans la spirale, le gaz s’échauffe sous l’effet de la friction et peut même générer des “jets” lumineux de rayonnement. Le gaz en spirale est connu sous le nom de disque d’accrétion, qui peut être très épais et même cacher certains des corps célestes à l’intérieur. Malheureusement, ce qui se passe entre les corps à l’intérieur des disques d’accrétion nous est caché – nos yeux ne peuvent pas voir à travers ces rideaux de gaz. Cependant, les ondes gravitationnelles provenant de la fusion de ces corps nous aident à comprendre : elles traversent le rideau de gaz et nous permettent d’étudier à la fois le disque d’accrétion et les corps en fusion !
Les scientifiques ont simulé des corps à l’intérieur de disques d’accrétion afin de comprendre combien de fusions peuvent se produire dans ces disques et quelles sont les orientations des corps avant leur fusion. Sur la base de ces simulations, nous avons construit un “modèle” pour étudier l’âge et la densité des disques d’accrétion (c’est-à-dire si le disque est dilué ou visqueux) à partir du gravitational waves shot off from the mergers! A visual representation of the model is in Figure 2.
Figure 2. Artist: Avi Vajpeyi
Active galactic nuclei (AGN) are promising environments for the assembly of merging binary black hole (BBH) systems. Interest in AGNs as nurseries for merging BBH is rising following the detection of gravitational waves from a BBH system from the purported pair-instability mass gap, most notably, GW190521. Active galactic nuclei have also been invoked to explain the formation of the high-mass-ratio system, GW190814.
We draw on simulations of BBH systems in AGN to propose a phenomenological model for the distribution of black hole spins of merging binaries in AGN disks. The model incorporates distinct features that make the AGN channel potentially distinguishable from other channels such as assembly in the field and in globular clusters. The model parameters can be mapped heuristically to the age and density of AGN disks. We estimate the extent to which different populations of mergers in AGNs can be distinguished. If the majority of merging black holes are assembled in AGNs, future gravitational-wave observations may provide insights into the dynamics of AGN disks.
Written by OzGrav researcher Avi Vajpeyi, Monash University
