Le concept de cet artiste montre le quasar le plus éloigné et le trou noir supermassif le plus éloigné qui l’alimente. ULAS J1342 + 0928 correspond à une distance d’environ 29 milliards d’années lumière; c'est le trou noir quasar / supermassif le plus éloigné jamais découvert. Sa lumière parvient à nos yeux aujourd'hui, dans la partie radio du spectre, car elle a été émise à peine 690 millions d'années après le Big Bang. (ROBIN DIENEL / INSTITUTION CARNEGIE DES SCIENCES)

Comment était-ce quand les premiers trous noirs supermassifs se sont formés?

Ces mastodontes cosmiques étaient énormes depuis les temps les plus reculés. Voici comment ils sont venus pour être.

L'un des plus grands défis de l'astrophysique moderne consiste à décrire comment l'Univers est passé d'un endroit uniforme sans planètes, étoiles ou galaxies au cosmos riche, structuré et diversifié que nous voyons aujourd'hui. Aussi loin que nous pouvons le voir, à l'époque où l'Univers n'avait que quelques centaines de millions d'années, nous trouvons une multitude d'objets fascinants. Les étoiles et les amas d'étoiles existent en abondance; des galaxies avec peut-être un milliard d'étoiles illuminent l'Univers; même des quasars avec de très grands trous noirs formés avant que l'Univers n'ait même qu'un milliard d'années.

Mais comment l’Univers at-il créé des trous noirs aussi gigantesques en si peu de temps? Après des décennies d'histoires contradictoires, les scientifiques pensent enfin que nous savons ce qui s'est passé.

Une conception artistique de ce à quoi l’Univers pourrait ressembler lorsqu’il forme des étoiles pour la première fois. Les étoiles peuvent atteindre plusieurs centaines, voire un millier de masses solaires, et conduire à la formation relativement rapide d'un trou noir de la masse que les premiers quasars sont connus pour posséder. (NASA / JPL-CALTECH / R. HURT (SSC))

Seulement 50 à 100 millions d'années après le Big Bang, les toutes premières étoiles ont commencé à se former. Des nuages ​​de gaz massifs ont commencé à s'effondrer, mais, constitués uniquement d'hydrogène et d'hélium, ils ont du mal à dissiper la chaleur et à dissiper leur énergie. En conséquence, ces masses qui se forment et se développent par gravité doivent devenir beaucoup plus massives que celles qui forment les étoiles aujourd'hui, ce qui a des répercussions sur le type d'étoiles qui se forment.

Aujourd'hui, nous formons généralement des étoiles qui représentent environ 40% de la masse du Soleil, mais les toutes premières étoiles étaient environ 25 fois plus massives, en moyenne. Parce qu’il faut refroidir pour s’effondrer, il n’ya que les touffes les plus grosses et les plus massives qui se forment tôt et qui mènent à des étoiles. La “première étoile” moyenne pourrait être dix fois plus massive que notre Soleil, avec de nombreuses étoiles atteignant des centaines voire des milliers de masses solaires.

Le système de classification spectrale (moderne) Morgan – Keenan, avec la plage de température de chaque classe d'étoiles indiquée au-dessus, en kelvin. La grande majorité des stars d'aujourd'hui sont des stars de la classe M, avec seulement une étoile connue des classes O ou B à moins de 25 parsecs. Notre soleil est une étoile de classe G. Cependant, au début de l'Univers, presque toutes les étoiles étaient des étoiles de classe O ou B, avec une masse moyenne 25 fois supérieure à la moyenne actuelle. (LUCASVB, UTILISATEUR DE WIKIMEDIA COMMUNES, ADDITIONS DE E. SIEGEL)

La plupart de ces étoiles finiront leur vie dans une supernova, conduisant soit à une étoile à neutrons, soit à un petit trou noir de faible masse. Mais sans aucun élément lourd, les étoiles les plus massives atteindront des températures si élevées dans leurs noyaux que les photons, les particules de lumière individuelles, peuvent devenir si énergiques qu'ils vont spontanément commencer à produire des paires de matière et d'antimatière à partir d'énergie pure.

Vous avez peut-être entendu parler de E = mc² d’Einstein, et c’est peut-être son application la plus puissante: une forme d’énergie pure, comme les photons, peut créer des particules énormes tant que les règles quantiques fondamentales qui régissent la nature sont respectées. Le moyen le plus simple de créer de la matière et de l'antimatière est de faire en sorte que les photons produisent une paire électron / positron, ce qui se produira tout seul si les températures sont suffisamment élevées.

Ce diagramme illustre le processus de production de paires qui, selon les astronomes, a déclenché l'événement hypernova appelé SN 2006gy. Lorsque des photons de haute énergie sont générés, ils créent des paires électron / positron, provoquant une chute de pression et une réaction d'embrassement détruisant l'étoile. Les luminosités maximales d’un hypernova sont plusieurs fois supérieures à celles d’une autre supernova «normale». (NASA / CXC / M. WEISS)

Dans ces étoiles ultra-massives, comme dans toutes les étoiles, la gravitation tente de tirer toute cette matière vers le centre. Mais les photons, ainsi que tous les radiations produites dans les noyaux de ces étoiles, repoussent et maintiennent l'étoile en l'air, empêchant ainsi son effondrement.

Cependant, lorsque vous commencez à produire des paires électron-positon à partir de ces photons, vous perdez une partie de cette pression de rayonnement. Vous épuise la capacité de votre étoile à se défendre contre l’effondrement gravitationnel. Et s’il est vrai qu’il existe quelques plages de masse étroites qui conduisent à la destruction totale de l’étoile, une grande partie des cas aboutira à l’effondrement direct de l’étoile entière pour former un trou noir.

Types de supernovae en fonction de la masse initiale et du contenu initial en éléments plus lourds que l'hélium (métallicité). Notez que les premières étoiles occupent la rangée inférieure du graphique, étant exempt de métal, et que les zones noires correspondent aux trous noirs collapsés directement. (FULVIO314 / WIKIMEDIA COMMUNES)

C'est une étape remarquable! Cela signifie que les étoiles les plus massives, avec des centaines, voire des milliers de masses solaires, peuvent se former lorsque l’Univers n’a que 100 millions d’années: moins de 1% de son âge actuel. Ces étoiles brûleront leur combustible nucléaire le plus rapidement, en un ou deux millions d'années. Et puis, leurs noyaux deviendront si chauds qu’ils commenceront à transformer les photons en particules et en antiparticules, ce qui fera que l’étoile s’effondrera et chauffera encore plus rapidement.

Une fois que vous avez dépassé un certain seuil, tout ce que vous pouvez faire est de s’effondrer. Et ce n’est pas seulement de la théorie non plus; nous avons vu des étoiles s’effondrer directement sans supernova, menant directement à ce qui ne pouvait être qu’un trou noir.

Les photos visibles / proches de IR de Hubble montrent une étoile massive, environ 25 fois supérieure à la masse du Soleil, qui a disparu, sans supernova ni autre explication. L'effondrement direct est la seule explication raisonnable du candidat. (NASA / ESA / C. KOCHANEK (OSU))

Mais ce n’est que le début. Chaque fois que vous avez un grand groupe d'objets massifs agissant principalement sous l'effet de la gravité, différents objets sont frappés par ces interactions. Les objets les moins massifs sont ceux qui sont les plus faciles à éjecter, tandis que les objets les plus massifs sont les plus difficiles à éjecter. Alors que ces étoiles, nuages ​​de gaz, amas et trous noirs dansent, ils subissent ce qu’on appelle la ségrégation de masse: les objets les plus lourds tombent au centre de la gravitation, où ils interagissent et peuvent même fusionner.

Tout à coup, au lieu de quelques centaines de trous noirs de quelques centaines ou de quelques milliers de masses solaires, vous pouvez vous retrouver avec un seul trou noir d'environ 100 000 masses solaires, voire davantage.

Des événements cataclysmiques se produisent dans toute la galaxie et dans l’Univers, des supernovae aux trous noirs actifs en passant par les étoiles à neutrons et bien plus encore. Dans une grappe ou un bloc qui forme de nombreux trous noirs, ils attireront et expulseront par gravitation d'autres objets plus petits, ce qui entraînera une série de fusions massives et la croissance d'un grand trou noir central. (J. WISE / INSTITUT DE TECHNOLOGIE GÉORGIEN ET UNIVERSITÉ J. REGAN / VILLE DE DUBLIN)

Bien que, gravitationnellement, cela puisse prendre des dizaines de millions d'années, ceci ne concerne qu'un groupe d'étoiles! L'Univers, depuis ses débuts, forme ces amas d'étoiles un peu partout, et ces amas commencent ensuite à s'attirer par gravité. Au fil du temps, ces amas d'étoiles disparates s'influenceront mutuellement et la gravité les réunira.

À l’époque, l’Univers n’aura pas plus de 250 millions d’années, ils auront commencé à se fondre en masse, menant aux premières proto-galaxies. La gravité est une force qui favorise vraiment l'overdog et, avec le temps, des dizaines, des centaines et même des milliers de ces grappes initiales peuvent se rassembler pour former des galaxies de plus en plus grandes. Le réseau cosmique fait fusionner des structures en des structures de plus en plus grandes.

Projection à grande échelle à travers le volume Illustris à z = 0, centrée sur le cluster le plus massif, 15 Mpc / h de profondeur. Indique la densité de matière noire (à gauche) en transition vers la densité de gaz (à droite). La structure à grande échelle de l'univers ne peut être expliquée sans matière noire. La suite complète de ce qui est présent dans l’Univers dicte que la structure se forme d’abord à petite échelle, pour finalement en devenir de plus en plus grandes. (COLLABORATION ILLUSTRIS / SIMULATION ILLUSTRIS)

Cela peut facilement nous mener à des masses de plusieurs dizaines de millions de masses solaires lorsque nous atteignons les premières galaxies, mais quelque chose d'autre se produit aussi. Il n’ya pas que des trous noirs qui se confondent pour en construire des supermassifs au centre; c'est n'importe quelle matière qui leur tombe dessus! Ces premières galaxies sont des objets compacts et regorgent d’étoiles, de gaz, de poussières, de groupes d’étoiles, de planètes, etc. Chaque fois que quelque chose s’approche trop d’un trou noir, il risque de se faire dévorer.

Rappelez-vous que la gravité est une force incontrôlable: plus vous avez de masse, plus vous attirez de masse. Et si quelque chose s’approche trop d’un trou noir, sa matière s’étire et se réchauffe pour devenir partie intégrante du disque d’accrétion du trou noir. Une partie de cette matière sera chauffée et accélérée, où elle peut émettre des jets de quasar. Mais une partie de celle-ci tombera aussi, entraînant une croissance encore plus importante du trou noir.

Lorsque les trous noirs se nourrissent de matière, ils créent un disque d’accrétion et un jet bipolaire perpendiculaire à celle-ci. Lorsqu'un jet provenant d'un trou noir supermassif nous pointe du doigt, nous l'appelons un objet BL Lacertae ou un blazar. On pense maintenant que ceci est une source majeure de rayons cosmiques et de neutrinos de haute énergie. (NASA / JPL)

S'il y avait un mot de vocabulaire que les astrophysiciens qui étudient la croissance d'un objet par gravité souhaitent que le grand public le sache, ce serait cet étrange: non linéaire. Lorsque vous avez une région de l’espace plus dense que la moyenne, elle attire de préférence la matière. Si elle est à peine plus dense que la moyenne, l’attraction gravitationnelle n’est que de quelques pour cent plus efficace que la moyenne. Doublez le montant de vos dépenses excessives et doublez le montant de votre capacité à attirer plus efficacement des objets.

Mais lorsque vous atteignez un certain seuil, soit environ le double de la moyenne, vous devenez bien plus de deux fois plus efficace pour attirer d’autres sujets. Lorsque vous commencez à «gagner» la guerre de la gravitation, vous gagnez de plus en plus fort au fil du temps. Par conséquent, non seulement les régions les plus massives se développent le plus rapidement, mais elles en mangent tout autour. Au bout d'un demi-milliard d'années, vous pouvez être énorme.

La galaxie lointaine MACS1149-JD1 est gravitée par un groupe de premier plan, ce qui lui permet d’être imagée à haute résolution et dans de multiples instruments, même sans technologie de nouvelle génération (ALMA (ESO / NAOJ / NRAO), NASA / ESA HUBBLE SPACE TELESCOPE , W. ZHENG (JHU), M. POSTMAN (STSCI), L’ÉQUIPE DE CLASH, HASHIMOTO ET AL.)

Les premières galaxies et quasars que nous ayons jamais vus comptent parmi les plus brillants et les plus massifs que nous nous attendions à exister. Ils sont les grands gagnants des guerres gravitationnelles de l'univers primitif: les ultimes overdogs cosmiques. Au moment où nos télescopes les révèlent, 400 à 700 millions d'années après le Big Bang (le premier quasar date de 690 millions d'années), ils ont déjà des milliards d'étoiles et des trous noirs supermassifs de plusieurs centaines de millions de masses solaires.

Mais ce n'est pas une catastrophe cosmique; C'est une preuve qui met en évidence le pouvoir de gravitation sans fin dans notre univers. Ensemencés de la première génération d'étoiles et des trous noirs relativement grands qu'ils produisent, ces objets fusionnent et grandissent au sein d'une grappe, puis s'agrandissent encore lorsque les grappes se fusionnent pour former des galaxies et que les galaxies fusionnent pour former des galaxies plus grandes. Aujourd'hui, nous avons des trous noirs de dizaines de milliards aussi massifs que le Soleil. Mais même aux tout premiers stades que nous pouvons observer, des trous noirs de plusieurs milliards de masse solaire sont à notre portée. En retirant le voile cosmique, nous espérons apprendre exactement comment ils grandissent.

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Débute avec un coup est maintenant sur Forbes, et republié sur moyen grâce à nos partisans de Patreon. Ethan est l'auteur de deux livres, Beyond The Galaxy et Treknology: La science de Star Trek, de Tricorders à Warp Drive.