Première image du trou noir galactique Sagittarius A*: un décryptage inédit

Après cinq années de calculs et d’analyses, la collaboration internationale du télescope Event Horizon (EHT) a livré le 12 Mai 2022 l’image de Sagittarius A* (Sgr A*), le trou noir géant tapi au centre de notre galaxie (la Voie lactée), à 27 000 années-lumière de la Terre. Jusqu’à présent, on ne percevait qu’indirectement sa présence, à partir de quelques émissions dans le domaine radio et l’observation des trajectoires des étoiles orbitant à grande vitesse autour d’une masse gigantesque mais invisible. Après celle obtenue par l’EHT en 2019 du trou noir central de la lointaine galaxie M87, c’est donc la seconde image directe de ce type d’astre dont on dispose à ce jour.

Figure 1. Première image du trou noir géant Sagittarius A* situé au centre de la Voie lactée, dévoilée par les équipes du programme international de radioastronomie Event Horizon Telescope. © EHT Collaboration/ESO
Une recomposition complexe

Souvenez-vous. La toute première image télescopique d’un trou noir entouré d’un disque de gaz chaud avait été dévoilée en avril 2019 par les mêmes équipes de l’EHT : il s’agissait du trou noir M87* situé au centre de la galaxie elliptique géante M87, distante de 56 millions d’années-lumière. Les observations de Sgr A* avaient été effectuées en avril 2017, lors de la même campagne que celles de de M87*. S’il a fallu cinq années d’analyse pour Sgr A* contre deux pour M87*, c’est parce que durant le temps de pose des observations – de l’ordre de l’heure – , l’émission lumineuse du disque de gaz autour de Sgr A* est très variable, alors que celle autour de M87* est figée. La raison tient à ce que Sgr A* a une masse 1500 fois plus faible que M87* (4 millions de masses solaires pour SgrA* contre 6 milliards pour M87*), de sorte que l’échelle de temps caractéristique de la variabilité lumineuse, donnée par la simple formule  GM/c3, est beaucoup plus rapide : 20 secondes, contre plusieurs heures pour M87*.

Figures 2a-b. En haut, le montage illustre l’énorme différence de tailles entre M87* et SgrA*, rapportées à la taille de notre système solaire. En bas :en raison de sa taille géante, la structure lumineuse autour de M87* a très peu varié au cours des 4 jours d’observations effectuées en avril 2017.

Tenter de capturer une image nette de SgrA* dans un temps de pose d’une heure revenait donc à prendre la photo d’un chien courant après sa queue. Il a fallu un travail d’intégration  considérable pour reconstruire une image “moyenne” de SgrA* suffisamment nette, comme le montre clairement la figure 3.

Figures 3a-b. A gauche, plusieurs dizaines de clichés de SgrA* montrent sa grande variabilité temporelle, au point que la reconstruction d’une image moyennée ne peut reproduire précisément l’état du flot d’accrétion (position incertaine des surbrillances). A droite en revanche, pour M87*, en raison de sa taille géante, la structure lumineuse qui l’entoure a très peu varié au cours des 4 jours d’observations effectuées en avril 2017, de sorte que l’image moyenne reflète assez fidèlement l’état réel du flot d’accrétion.

Pour atteindre la résolution angulaire nécessaire pour imager SgrA* et M87*, équivalente à l’angle minuscule sous lequel nous verrions depuis la Terre une pomme sur la Lune, l’EHT a utilisé un réseau de radiotélescopes s’étendant de l’Antarctique à l’Amérique du Nord en passant par le Chili, les îles Hawaï et l’Europe de façon à avoir l’équivalent d’un instrument unique de taille planétaire, fonctionnant en mode interférométrique.    

Figure 4. Les huit radiotélescopes du réseau EHT utilisés en avril 2017

Ce qui frappe de prime abord, c’est que les deux photographies de M87* et de SgrA* se ressemblent beaucoup : au centre, une ombre noire, image de l’horizon des événements (nom donné, je le rappelle, à la surface intangible d’un trou noir) agrandie d’un facteur 2,6 – (comme je l’avais montré dans mon article de 1979, cf. fig. 5), entourée d’une couronne lumineuse jaune-orangée, floue et présentant des taches de surbrillance.

Figure 5. Schémas extraits de mon article de 1979 et de mon ouvrage de vulgarisation “Le destin de l’univers” (2006), illustrant comment “l’ombre” d’un trou noir est l’image agrandie de son horizon des événements d’un facteur 2,6, en raison d’un effet de lentille gravitationnelle. Un anneau de lumière très fin, appelé anneau de photons, l’encercle.
Figure 6. Les deux images télescopiques ressemblantes de M87* et SgrA*

La différence la plus importante est l’apparence de trois taches surbrillantes bien distinctes dans l’anneau lumineux de SgrA*, alors que l’anneau de M87 est continu avec deux zones de surbrillance contigues. De même, l’ombre centrale paraît moins ronde pour SgrA*, sans doute en raison du grand nombre d’images qu’il a fallu intégrer pendant les heures d’observations.

Un catalogue de plusieurs milliers de simulations numériques a été établi aux fins de comparaison avec les clichés de l’EHT et de fixer des plages de valeurs probables pour les caractéristiques physiques (angle de vue, spin, etc)  de SgrA*. Du gaz chaud ionisé tourne rapidement autour du trou noir, formant comme des bras spiraux qui deviennent plus brillants à leur tangence avec l’anneau de photons, où la lumière est amplifiée par lentille gravitationnelle forte. Ce sont ces points brillants qui sont intégrés au cours du temps, et qui donnent la structure générale des couronnes lumineuses.

Figure 7. Il a fallu effectuer des milliers de simulations numériques pour reconstruire une image nette de SgrA*
La vraie nature de la couronne lumineuse

Que révèlent au juste ces deux clichés historiques ?

A première vue (vue réservée cependant à quelques connaisseurs) on est tenté de les comparer avec les simulations numériques effectuées en 1979 par moi-même et en 1989 avec mon collaborateur Jean-Alain Marck:

Figure 8. Première simulation numérique d’un trou trou noir entouré d’un disque d’accrétion, parue en janvier 1979, avec légendes ajoutées. L’ombre du trou noir est au centre. “L’image du dessus” est l’image directe (dite) primaire du disque d’accrétion, déformée cependant par le champ de gravité. L’ISCO (Inner Stable Circular Orbit) est la dernière orbite stable marquant le bord interne du disque d’accrétion. L’anneau lumineux qui entoure l’ombre  est la superposition de l’anneau de photons et des images secondaire, tertiaire, etc.du disque d’accrétion. L’effet Doppler dû au mouvement du gaz à vitesse relativiste explique la forte asymétrie du flux lumineux apparent vu à grande distance. Le flux lumineux calculé est  cependant “bolométrique”, c’est-à-dire intégré sur toutes les longueurs d’onde du rayonnement électromagnétique.
Figure 9. Simulations numériques effectuées avec Jean-Alain Marck en 1989, reprenant mes calculs de 1979 mais y ajoutant de fausses couleurs et des angles de vue variables, grâce aux progrès des ordinateurs de l’époque.

d’en relever les frappantes similitudes :

Figure 10. Ressemblances à première vue frappantes entre les images télescopiques (en haut) et les simulations numériques (en bas)

et d’en tirer des conclusions rapides concernant la structure du disque d’accrétion et l’angle sous lequel il est vu depuis la Terre:

Figure 11. Une interprétation à première vue tentante…

J’avoue m’être moi-même laissé entraîner par cette interprétation, qui d’une part flattait mes calculs pionniers, d’autre part n’était aucunement démentie par les chercheurs de l’EHT, qui m’ont au contraire déroulé un tapis rouge lors de la première conférence tenue sur le sujet à l’Université de Harvard en juin 2019.

Figure 12. Ma conférence de clôture de la Black Hole Initiative Conference tenue à l’Université de Harvard les 20-22 mai 2019 après la publication de la première image télescopique de M87*.

Au point que, tant pour l’image de M87* que pour celle plus récente de SgrA*, cette interprétation a été reprise dans la plupart des médias de vulgarisation scientifique. D’autant que les articles spécialisés  publiés par les chercheurs de l’EHT, bourrés de détails techniques, restent étrangement vagues sur la question…

Or, la réalité physique est toujours plus complexe que nos premières grilles de lecture. Une analyse plus fine, faite depuis 2019 sur M87* et renforcée en 2022 par celle de SgrA*,  suggère que  la couronne lumineuse en forme de « donut » n’est pas l’image directe des disques d’accrétion gazeux orbitant autour de leurs trous noirs respectifs, et que les surbrillances ne reflètent pas complètement l’état réel du gaz autour du trou noir, ni ne traduisent  l’effet Doppler dû à la rotation relativiste du gaz  !

En effet, les disques d’accrétion autour des trous noirs géants rayonnent essentiellement dans les domaines de longueur d’onde du visible et de l’infrarouge (autour des trous noirs stellaires ils rayonnement même essentiellement en rayons X). Or, les observations de l’EHT ne sont pas du tout bolométriques comme dans nos simulations de 1979 et 1989, mais sont monochromatiques, c’est-à-dire effectuées dans la longueur d’onde millimétrique très précise de 1,3 mm. Il en résulte, primo, que les couleurs des images de l’EHT sont fausses, codant l’intensité du rayonnement et non pas ses fréquences (avec le même codage que nous avions déjà utilisé en 1989). Secundo et surtout, il se trouve qu’à cette longueur d’onde, la structure la plus lumineuse n’est pas l’image primaire du disque lui-même, mais ce qu’on appelle l’« anneau de photons », prédit par la théorie de la relativité générale et que j’avais déjà calculé en 1979, cf. la figure 5 ci-dessus. Il s’agit de l’anneau brillant, et normalement très fin, formé par les rayons lumineux qui, entre le disque d’accrétion et l’observateur, ont emprunté des orbites très infléchies par le champ de gravité et accompli n/2 tours (n entier > 0) du trou noir avant de s’échapper vers l’observateur lointain. La théorie prédit en fait une série discrète d’anneaux, indexée par n, mais ils s’accumulent vite les uns sur les autres dès que n dépasse 1, définissant à la limite (n infini) une courbe dite « critique » qui enserre exactement l’ombre du trou noir.

Figure 13. A gauche, schéma pédagogique expliquant comment l’anneau de photons (photon sphere) est constitué des photons issus de l’environnement du trou noir (disque d’accrétion, plasma, etc) dont les trajectoires ont été déviées par le champ de gravité du trou noir au point d’être focalisées au sein d’une mince couche sphérique de lumière. A droite, une simulation numérique précise faite en 2017 par Frédéric Vincent, un jeune collègue du Laboratoire Univers et Théories de l’Observatoire de Paris, montrant la superposition de l’anneau de photons (très mince) et des image secondaire tertiaire, etc. du disque d’accrétion.

Ceci est clairement confirmé par le fait que l’image de SgrA* donne la taille de l’anneau de lumière : à une distance 26 000 années-lumière, son diamètre apparent moyen, de 52 micro-arcseconde, correspond à un diamètre intrinsèque de 60 millions de kilomètres, ou 3,2 minute-lumière. C’est, à quelques pourcent près, le diamètre de l’ombre d’un trou noir de 4,1 millions de masses solaires en rotation, décrit théoriquement par la solution de Kerr.  Cette masse, déduite de l’observation télescopique, est en excellent accord avec celle obtenue via le suivi des trajectoires stellaires au voisinage, étudié depuis près de trente ans par les équipes de Reinhard Genzel et Andrea Ghez, qui ont pour cela obtenu le prix Nobel de physique 2020 (voir ici le billet de blog que je leur ai consacré à l’époque).

Figure 14. Annonce du prix Nobel de physique 2020, attribué pour moitié au théoricien britannique Roger Penrose pour avoir prédit l’inéluctabilité de la formation des trous noirs en relativité générale, et pour autre moitié aux astronomes R. Genzel et A. Ghez pour avoir traqué durant plus de vingt ans le candidat trou noir galactique SgrA*.

Il en allait de même avec l’image de M87* : le diamètre apparent moyen de son anneau de lumière correspondait au diamètre de l’ombre d’un trou noir de 6 milliards de masses solaires en rotation.

Montage entre mes premières simulations numériques de 1979 et de 1989 (en haut) et les reconstructions de l’EHT (en bas). Les anneaux de photons apparaissant dans les simulations numériques, fins et très faiblement lumineux par rapport au flux bolométrique du disque d’accrétion, deviennent la structure principale dans les images télescopiques monochromatiques de l’EHT.

Avec SgrA* et M87* on retrouve donc, via le modèle du trou noir de Kerr de la relativité générale, les confirmations de leurs masses centrales déduites de la dynamique stellaire environnante. Comme les masses de Sgr A* et M87* diffèrent d’un facteur mille, il s’agit là d’une confirmation éclatante du fait théorique que les propriétés des trous noirs sont invariantes d’échelle.

Des caractéristiques encore mal comprises

Contrairement au système de M87* montrant clairement des jets, ce qui permettait de fixer une inclinaison de 30° entre la ligne de visée depuis la Terre et l’axe polaire du trou noir (donc 60° par rapport au plan du disque), SgrA* ne montre pas ou plus de jets – sans doute parce que le taux d’accrétion est devenu extrêmement faible par rapport à des temps passés. Il en résulte que les observations de l’EHT ne donnent aucune indication sur l’inclinaison du système SgrA* par rapport à l’observateur (je précise qu’il n’y a strictement aucune raison pour que le plan du disque ou du tore d’accrétion de SgrA* soit aligné sur le plan galactique, les deux systèmes aux échelles de taille et de masse radicalement différentes étant totalement découplés sur le plan dynamique). Les équipes de l’EHT ont donc dû effectuer des milliers de simulations magnéto-hydrodynamiques (MHD), faisant varier les paramètres gouvernant l’image : angle d’inclinaison, moment angulaire du trou noir, taux d’accrétion, etc.. Ce  n’est qu’en comparant les reconstructions de données prises par l’EHT avec cet immense catalogue numérique que des plages possibles de valeurs des paramètres peuvent être suggérées.

En tout état de cause, les meilleurs (ou moins mauvais) ajustements pour SgrA* sont obtenus pour un angle d’inclinaison de 10° par rapport à l’axe polaire, soit 80° par rapport au plan du disque, et toutes les inclinaisons supérieures à 50° (c’est-à-dire plus proches de la vue de profil que j’avais publiée en 1979) sont totalement exclues. Le système est donc vraisemblablement « presque » vu de face, pas tout à fait mais un peu plus quand même que M87*. Sous un pareil angle, l’effet Doppler est quasi inexistant (les articles n’en parlent même pas), mais les comparaisons avec nos simulations de 1989 pour différents angles de vue restent pertinentes.

Il en va de même  avec le moment angulaire. Un trou noir en rotation, décrit en théorie de la relativité générale par la métrique de Kerr, est entièrement caractérisé par sa masse et son “moment angulaire” (aussi appelé moment cinétique). Ce dernier dépend de la taille, de la masse et de la vitesse angulaire de rotation ; il ne peut pas dépasser une certaine limite critique, dite “extrémale”, au-dessus de laquelle l’horizon des événements « éclaterait ». Cette limite correspond à une vitesse de rotation de l’horizon égale à la vitesse de la lumière. Pour simplifier on rapporte généralement le moment angulaire d’un trou noir à sa valeur extrémale. Le nombre obtenu, appelé spin, est donc compris entre 0 (rotation nulle) et 1 (état extrémal).

Tout comme pour M87*, le spin de Sgr A* n’a pas pu être mesuré dans les observations de l’EHT. Les chercheurs estiment toutefois que l’accord avec leurs modèles fondés sur des simulations numériques est meilleur pour un spin élevé (supérieur à 0,5) que pour un spin nul – ce qui me surprend un peu dans la mesure où d’autres observations pré-EHT suggéraient que le spin de SgrA* ne devait pas dépasser 0.1 (et 0.4 pour M87*). Une nouvelle campagne d’observations EHT a eu lieu en mars 2022, avec davantage de radiotélescopes intégrés dans le réseau ; on peut donc espérer prochainement (2024?) une image plus fine, avec peut-être la mesure du spin.

En tout état de cause,  les valeurs inférées pour l’angle de vue quasi polaire et du spin relativement élevé aussi bien de SgrA* que de M87* permettent de mieux comprendre l’aspect des couronnes de lumière qui entourent l’ombre de leurs trous noirs respectifs. En effet, pour un trou noir statique (solution dite de Schwarzschild), modèle utilisé dans les premières simulations de 1979 et 1989, le bord interne du disque d’accrétion ne peut pas toucher l’horizon des événements du trou noir : les orbites circulaires suivies par les particules se maintiennent jusqu’à une distance critique (ISCO, cf. figure 8) égale à trois fois le rayon du trou noir. Mais lorsque le spin augmente (trou noir de Kerr), le bord interne se rapproche de l’horizon, et finit par se confondre avec l’anneau de lumière, y ajoutant donc sa propre luminosité.

Figure 16. Ce schéma illustre la façon dont le bord interne d’un disque d’accrétion se rapproche de l’horizon des événements lorsque le spin du trou noir augmente.

C’est bien ce que l’on voit sur les images de SgrA* et M87* reconstruites par l’EHT : leurs couronnes lumineuses floues et élargies par manque de résolution  résultent de la superposition entre l’anneau de photons – dominant à la longueur d’onde d’observation – et les images secondaire, tertiaire, etc. du bord interne du disque d’accrétion (Figure 13 de droite).

Le fait que le flux soit dominé par l’anneau de photons explique aussi la ressemblance entre les deux images, quelque soit l’angle de vue. L’image primaire d’un disque d’accrétion dépend en effet très sensiblement de son angle de vue (cf. figure 9), ce qui n’est plus le cas avec l’anneau de photons et les images du disque d’ordre supérieur ou égal à 2, qui apparaissent toujours circulaires pour cause de focalisation gravitationnelle. Je gage donc que, si dans un proche futur le réseau étendu de l’EHT capture l’image d’autres trous noirs supermassifs sous des angles de vue très différents, leurs images ressembleront à celles déjà obtenues pour SgrA* et M87*!

En ce qui concerne les trois taches brillantes présentes dans l’anneau de SgrA*, sur lesquelles on a beaucoup glosé, à première vue on serait tenté de les interpréter comme des bulles de gaz chaud tournant dans le bord interne du disque d’accrétion. Il est certain qu’en raison de la turbulence magnétohydrodynamique, il y a des bulles de gaz chaud plus lumineuses que le reste de la structure d’accrétion, mais elles tournent autour du trou noir à des vitesses proches de la vitesse de la lumière et effectuent un tour complet en quelques dizaines de secondes à peine, de sorte qu’avec la résolution temporelle limitée de l’EHT (1 heure, répétons-le), il est impossible de les localiser précisément.  L’image révélée au public n’est donc qu’une moyenne entre plusieurs reconstructions floues, et les trois points lumineux le long de l’anneau sont des artefacts de superposition plutôt que les vrais emplacements de bulles chaudes (curieusement, les articles techniques ne sont pas très clairs à ce sujet). La raison technique est que les données observationnelles sont de type interférométrique, de sorte que l’image doit être reconstruite par une procédure mathématique (dite « transformée de Fourier » inverse) qui, avec seulement 8 radiotélescopes, n’est pas univoque. Les trois zones de surbrillance dépendent donc de la “méthodologie” de reconstruction adoptée et ne sont pas significatives de l’état réel du gaz orbitant autour de SgrA*.

Mentionnons enfin que des tests comparatifs ont aussi été effectués avec des théories alternatives de la gravitation, dans lesquelles il n’y aurait pas d’horizon des événements, donc pas de trou noir au sens strict. Mais toutes sont en échec, ce qui confirme le modèle de la relativité générale et la métrique de Kerr autour d’un trou noir en rotation.

Figure 17. Ce modèle de “gravastar”, dans lequel la formation d’une bulle d’énergie répulsive empêche la formation d’un trou noir, n’est pas compatible avec l’analyse fine des données de l’EHT. Il en va de même pour d’autres modèles alternatifs (antimatière répulsive,masses négatives, etc.)

La traque d’autres trous noirs supermassifs

Des (candidats) trous noirs connus, Sgr A* et M87* sont les deux plus gros en taille apparente sur le plan du ciel, le diamètre angulaire de leur ombre étant proportionnel à M/d, où M est la masse du trou noir et d sa distance, avec M/d très voisins pour Sgr A* et M87*.

Figure 18. Ce montage illustre comment les tailles et les distances très différentes de M87* et SgrA* se compensent pour donner, vu depuis la Terre, un diamètre angulaire apparent du même ordre, soit 50 microarcseconde.

Après les retentissants succès obtenus en 2019 avec la reconstruction de l’image télescopique du trou noir géant M87* puis celle de SgrA* en 2022 (Q91), de nouvelles stations de radioastronomie comme le Kitt Peak National Observatory en Arizona, le Greenland Télescope Project au Groenland et l’interféromètre NOEMA du Plateau de Bure dans les Alpes françaises ont agrandi le réseau rebaptisé NgEHT (Ng pour « Next generation »), afin d’en améliorer les performances.

Figure 19. Extension planétaire du réseau EHT initial pour former le NgEHT, désormais opérationnel

Je l’ai dit plus haut, une seconde campagne d’observations combinées a eu lieu en mars 2022. Le trou noir qui “arrive juste derrière” M87* et SgrA*, avec une taille apparente environ deux fois plus petite, est l’objet  supermassif M31* d’environ 140 millions de masses solaires, situé à 2,5 millions d’années-lumière au cœur notre grande voisine, la galaxie d’Andromède. C’est sans aucun doute une cible privilégiée pour le réseau NgEHT.

Figure 30- La galaxie d’Andromède (M31) vue dans plusieurs domaines de longueur d’onde. Elle abrite très probablement en son centre un trou noir supermassif dépassant les 100 millions de masses solaires.

Dans un futur plus lointain le réseau interférométrique pourra s’étendre à des radiotélescopes en orbite autour de le Terre, voire installés sur la Lune, ce qui ouvrirait une ère nouvelle pour la détection télescopique directe de dizaines de trous noirs supermassifs.

En revanche, en ce qui concerne les dizaines de trous noirs stellaires connus dans notre galaxie (détectés indirectement dans les sources X binaires), leur taille apparente est 10 000 fois plus petite, et leur ombre restera à jamais inobservable par un interféromètre de type EHT.

 

Une réflexion sur “ Première image du trou noir galactique Sagittarius A*: un décryptage inédit ”

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