Image du disque d'accrétion du trou noir supermassif M87* en fausses couleurs, le . Le trou noir lui-même est à peu près 2,6 fois plus petit que le disque sombre.
Il pourrait être baptisé « Pōwehi », un nom hawaïen signifiant « source sombre embellie de création sans fin ». Ce nom est dérivé du Kumulipo, le chant primordial décrivant la création de l'univers hawaïen. Pō, « source sombre et profonde d'une création sans fin », est un concept souligné et répété dans le Kumulipo, tandis que wehi, ou wehiwehi, « honorée d'embellissements », est l'une des nombreuses descriptions du pō dans le chant[4],[5]. Ce nom reflète le rôle des observatoires du Mauna Kea dans la création de l'image par l'EHT et a été créé par ces observatoires hawaïens avec un professeur de l'Université de Hawaï. Il faut cependant noter que ce nom n'est ni officiel ni même approuvé par l'EHT en tant que tel, les principaux chercheurs de la collaboration n'ayant même pas été consultés.
Sa masse volumique moyenne est donc de : M / (4/3 π R3) ≈ 452 g m−3, soit environ celle de l'air au niveau de l'Everest[10].
La pesanteur évaluée au niveau de l’horizon du trou noir vaut : 1/4 c4 / (G M) = 3,025 648 1043 / M = 1/2 c2 / R = 4,493 776 1016 / R ≈ 2 340 m/s2, soit ~239 g.
Disque d'accrétion
Autour de ce trou noir se trouve un disque d'accrétion de gaz ionisé, qui est orienté perpendiculairement au jet. Ce gaz orbite autour du trou noir à des vitesses[11] allant jusqu'à 1 000 km s−1. Le gaz tombe par accrétion dans le trou noir à un taux estimé à une masse solaire par dizaine d'années[12].
La limite inférieure du disque, déterminant le diamètre du disque sombre de l'image a 2,6 fois la taille de l'horizon du trou noir lui-même[13].
Le disque possède un diamètre maximal d'environ 0,12 pc (∼0,391 al)[14], soit 24 800 ua[15] ou 3,7 billions de kilomètres (3,7 × 1012 km), près de cent fois le diamètre du trou noir.
Rotation du trou noir
Le paramètre de spin du trou noir a* (qui peut prendre des valeurs entre 0, pas de rotation, et 1, vitesse maximale) de M87* n'est pas connu avec précision.
Selon des méthodes différentes, les études donnent aussi bien un taux de rotation lent de l'ordre de 0,1[16], que très rapide de l'ordre de 0,98[17].
Une étude d' semble confirmer une rotation très rapide, avec un paramètre de spin a* = 0,9 ± 0,1, avec une inclinaison de 17°. Une telle rotation d'une telle masse donne une énergie de rotation de l'ordre de 1064ergs (1057joules)[18], soit 3 % de la masse visible de notre Galaxie complètement transformée en énergie[19].
Décalage par rapport au centre galactique
Le trou noir de M87 est décalé par rapport au centre galactique d'une distance d'environ 25 pc (∼81,5 al)[20]. Ce décalage est orienté dans la direction opposée à celle du jet, ce qui pourrait indiquer que le trou noir a été éjecté du centre par le jet. Une autre possibilité est que ce décalage soit intervenu durant la fusion de deux trous noirs supermassifs[20],[21].
Ces assertions sont incertaines : l'étude n'inclut pas les différences spectroscopiques entre les étoiles et le noyau galactique actif. Il est donc possible que la position apparente du centre de la galaxie vis-à-vis du trou noir soit mal interprétée par l'éclat optique du jet. En 2011, une étude de M87 n'a pas trouvé de déplacement statistiquement significatif[22].
Historique
La galaxie M87 a été reconnue comme une galaxie à noyau actif dès les années 1950, grâce à la découverte de la radiosource Virgo A produite par un jet de gaz relativiste issu du cœur de la galaxie[23], suivie d’observations en rayons X effectuées par les télescopes spatiaux HEAO1 et Einstein[24], suggérant l’hypothèse d’un trou noir supermassif comme moteur de l’activité. En 1979, l’analyse de la dynamique stellaire proche du cœur a conduit à une première estimation de la masse du trou noir central de l’ordre de cinq milliards de masses solaires[25].
En 1979, Jean-Pierre Luminet a effectué la première visualisation numérique réaliste d’un trou noir entouré d’un disque d’accrétion[26] et a conclu son article en prédisant que l’image simulée devrait s’appliquer au cas du trou noir central de M87 (qui n’avait pas encore été baptisé M87*). Une série d’images incluant de fausses couleurs et différents angles de vue ont été obtenues en 1989 sur la base des équations de Luminet par son collaborateur Jean-Alain Marck[27]. L’image simulée correspondant à un angle de vue de 60° par rapport au plan du disque est en tous points conforme à l’image télescopique obtenue trente ans plus tard par l’Event Horizon Telescope[28].
↑(en) Sheperd Doeleman, « Focus on the First Event Horizon Telescope Results », The Astrophysical Journal Letters, IOP Publishing, (lire en ligne, consulté le ).
↑(en) W. Baade et R. Minkowski, « On the Identification of Radio Sources », The Astrophysical Journal, no 119, , p. 215-231 (lire en ligne).
↑(en) S. M. Lea, R. Mushotzky et S. S. Holt, « Einstein Observatory solid state spectrometer observations of M87 and the Virgo cluster », Astrophysical Journal, Part 1, vol. 262, , p. 24–32 (lire en ligne).
↑(en) Young P.J., Westphal J.A., Kristian J., Wilson C.P., Landauer F.P., « Evidence for a supermassive object in the nucleus of the galaxy M87 from SIT and CCD area photometry », Astrophysical Journal, no 221, , p. 721 (lire en ligne).
↑(en) Jean-Pierre Luminet, « Image of a Spherical Black Hole with Thin Accretion Disk », Astronomy & Astrophysics, vol. 75, , p. 228-235 (lire en ligne).
↑(en) Jean-Pierre Luminet, « An Illustrated History of Black Hole Imaging : Personal Recollections (1972-2002) », ArXiv :1902.11196, (lire en ligne).
: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.
Articles scientifiques
[Macchetto et al. 1997] (en) F. Duccio Macchetto, Alessandro Marconi, David J. Axon (en), Alessandro Capetti, William B. Sparks et Philippe Crane, « The Supermassive Black Hole of M87 and the Kinematics of Its Associated Gaseous Disk » [« Le trou noir supermassif de M87 et la cinématique de son disque gazeux associé »], The Astrophysical Journal, vol. 489, no 2, , p. 579 (DOI10.1086/304823, Bibcode1997ApJ...489..579M, arXivastro-ph/9706252).