La forme du disque d'accrétion autour d'un trou noir peut être déterminée par la polarisation de son émission de rayons X.

Une équipe d'astronomes de l'Institut d'astronomie Sternberg de l'Université d'État de Moscou, en collaboration avec leurs collègues italiens, a développé une méthode originale pour déterminer la forme des disques d'accrétion autour des trous noirs dans les binaires X et les noyaux galactiques actifs, en analysant le degré de polarisation de leur émission de rayons X. Il s'est avéré que l'émission de rayons X des disques d'accrétion est sensible à la forme du disque et devrait être polarisée linéairement si le disque a une forme de galette fine. Ces prédictions théoriques ont été confirmées par des observations : la méthode a été testée sur plusieurs binaires X contenant des trous noirs, ainsi que sur une galaxie de Seyfert I.

Les objets cosmiques compacts tels que les trous noirs (BH) restent mystérieux et essentiellement hypothétiques, malgré la découverte de nombreux « candidats trous noirs » sur lesquels les astrophysiciens n'ont guère de doutes (voir, par exemple, l'article «  Le trou noir de la galaxie M87 : un portrait intérieur », Elements, 14 avril 2019). Leurs recherches soulèvent de nombreuses questions restées sans réponse. Par exemple, on ne comprend pas clairement ce qui se passe à proximité immédiate des BH. Plus précisément, jusqu'à récemment, les scientifiques ne pouvaient formuler que des hypothèses théoriques sur la forme des disques de matière tombant dans les BH (voir le problème « Accrétion de disques »). Diverses théories sur la structure des disques d'accrétion ont été proposées il y a plusieurs décennies, mais les données expérimentales permettant de déterminer laquelle décrit le mieux la réalité faisaient encore défaut. La situation a changé après le lancement du télescope spatial Imaging X-ray Polarimetry Explorer ( IXPE ), qui a permis aux scientifiques d'obtenir des données susceptibles de révolutionner les manuels d'astrophysique.

Il existe trois formes principales possibles pour un disque d'accrétion : un « cylindre », une « sphère » et une « crêpe » fine et plate (Fig. 2). Les premiers calculs des astrophysiciens soviétiques dans les années 1970 suggéraient une forme plate, mais il était impossible de vérifier cette hypothèse à l'époque : les télescopes et les méthodes d'analyse des données étaient limités dans leur capacité à pénétrer aussi profondément dans le voisinage des trous noirs.

Les observations de trous noirs réalisées avec l'IXPE ont confirmé ce que les scientifiques soupçonnaient jusqu'alors : l'émission de rayons X par les disques d'accrétion est polarisée . De plus, leur polarisation est linéaire et dépend de l'épaisseur optique du disque, ainsi que de son orientation spatiale. Cette dernière avait été prédite par les physiciens soviétiques R. Sunyaev et L. Titarchuk dès 1985, sur la base de calculs théoriques en stricte conformité avec la théorie relativiste du transfert radiatif (R. Sunyaev, L. Titarchuk, 1985. Comptonisation du rayonnement basse fréquence dans les disques d'accrétion : distribution angulaire et polarisation du rayonnement dur ).

Des scientifiques de la MSU ont désormais vérifié la relation précédemment proposée entre le degré de polarisation, l'épaisseur optique et l'angle formé par le plan du disque et la direction de l'observateur, grâce à un large éventail de mesures polarimétriques et d'observations spectrales synchrones réalisées par les télescopes spatiaux NICER , NuSTAR et Swift . Il est important de noter que la confirmation de la relation entre la polarisation, l'épaisseur du disque et son orientation confirme immédiatement la forme du disque d'accrétion : il est « plat » ! Mais commençons par le commencement.

En 1973, N. Shakura et R. Sunyaev ont avancé une idée pionnière sur la formation de l'émission de rayons X dans les systèmes binaires constitués d'une étoile normale et d'un objet compact (par exemple, un trou noir, Fig. 3). Cette idée est aujourd'hui largement acceptée par la communauté astronomique mondiale. Son principe réside dans la libération de quanta de rayons X lors de la formation d'un disque d'accrétion autour du trou noir, compte tenu de la viscosité de la matière s'écoulant de l'étoile donneuse vers le trou noir (N. Shakura, R. Sunyaev, 1973. Black holes in binary systems. Observational appearance ). Le disque d'accrétion est un gigantesque tourbillon de gaz chaud et de poussière cosmique qui se forme lorsque la matière de l'étoile est attirée par la gravité colossale du trou noir. Cette matière ne tombe pas directement dans le trou noir, mais tourbillonne autour de lui, accélérant à des vitesses vertigineuses et se réchauffant jusqu'à des millions de degrés. C'est la principale source d'information sur les trous noirs, et les astronomes peuvent utiliser sa lumière vive pour étudier leurs propriétés.

Le premier à conclure que la polarisation du rayonnement pouvait être observée dans les systèmes binaires fut Chandrasekhar en 1946 (S. Chandrasekhar, 1946. On the Radiative Equilibrium of a Stellar Atmosphere ). Il montra que dans une atmosphère à diffusion d'électrons plan-parallèle, le transfert radiatif conduit à sa polarisation. Cependant, la solution de Chandrasekhar était destinée à la diffusion pure dans une atmosphère semi-infinie et ne prenait toujours pas en compte la géométrie du disque et la diffusion du rayonnement avec l'acquisition de l'énergie des photons (c'est-à-dire la comptonisation). R. Sunyaev et L. Titarchuk (dans l' article de 1985 mentionné ci-dessus) furent les premiers à calculer la distribution angulaire et spatiale du rayonnement diffusé (sur une durée supérieure au temps de moyennage) pour toute profondeur optique.

La polarisation du rayonnement dépend de la température du disque d'accrétion et du degré d'ionisation de son plasma. De plus, l'état d'ionisation dépend également de la densité. En effet, un disque d'accrétion classique émet un rayonnement caractéristique d'un corps noir parfait (N. Shakura, R. Sunyaev, 1973. Black holes in binary systems. Observational appearance ). Ce rayonnement est diffusé de manière répétée dans le nuage de Compton chaud, et seul ce rayonnement est diffusé à des énergies de 2 à 8 keV (c'est précisément la plage dans laquelle l'IXPE mesure la polarisation). Autrement dit, c'est ce rayonnement qui subit une comptonisation lors de sa réflexion sur la surface plane du disque, et il est sensible aux paramètres physiques du disque (Fig. 3).

Que se passe-t-il à l'intérieur du disque ? La polarisation du rayonnement X y est-elle possible ? À l'intérieur du disque, tout le rayonnement est en équilibre thermique et n'est pas diffusé, mais si un photon de corps noir est émis, il est immédiatement absorbé (voir G. Rybicki, A. Lightman, 1979. Radiative Processes in Astrophysics ). En revanche, dans le nuage de Compton chaud, les photons de corps noir sont bel et bien diffusés, gagnant ainsi de l'énergie.

Comme mentionné au début de cet article, la forme du disque d'accrétion a longtemps été un sujet de débat parmi les astrophysiciens. Selon diverses sources, il pourrait être sphéroïdal, plat ou lenticulaire (convexe ou concave). Cela était dû en partie aux observations optiques de la polarisation du rayonnement X provenant de galaxies où des disques d'accrétion se forment autour de trous noirs supermassifs. Cependant, ces observations ne nous ont pas permis de comprendre où se produit réellement la polarisation du rayonnement X (dans le bulbe , dans le disque ou dans une partie de celui-ci) ni la forme du « polariseur » principal. Il s'est avéré que les parties externes du disque ont, en quelque sorte, une vie propre et ne participent pas activement à la polarisation.

Il est intéressant de noter que les modèles précédents, qui utilisaient une approximation assez grossière, considéraient le disque comme un cylindre aux limites supérieure et inférieure plates (un disque « plat »). En effet, la matière en rotation tombant sur un objet central (par exemple, un trou noir) forme un disque allongé dans le plan de rotation, sous l'influence de la force centripète et des forces de marée (ce point est abordé en détail dans le problème de l'Univers « plat » ).

Comme l'ont montré R. Sunyaev et L. Titarchuk (dans le même article de 1985), la polarisation de l'émission de rayons X d'un système binaire se produit uniquement dans la partie interne du disque (dans le nuage de Compton, CC), où se produit l'interaction du rayonnement « froid » avec les électrons chauds. De plus, le degré de polarisation dépend de l'état spectral du trou noir : il est plus élevé dans un état de forte luminosité à spectre mou et plus faible dans un état de faible luminosité à spectre dur (Fig. 4 ; les états spectraux sont détaillés dans l'article « Signatures spectrales distinguant les systèmes binaires à rayons X avec trous noirs et étoiles à neutrons » ).

La comparaison des calculs théoriques avec les données d'observation pour un certain nombre de systèmes binaires à rayons X et de noyaux galactiques actifs a confirmé l'exactitude de l'approche décrite et a également apporté une certitude à la diversité des modèles de forme de disque proposés précédemment, ne laissant que le « disque plat ».

En effet, une simple comparaison du degré de polarisation \(P\) mesuré par IXPE, tracé sur l'axe vertical (Fig. 5, à gauche), et de l'angle d'inclinaison du disque \(i\) (plus précisément, \(cos i\)), tracé sur l'axe horizontal (cet angle est connu par observations), pour différents systèmes binaires X à BH, a montré que l'intersection de ces quantités se trouve sur le graphique (courbes vert foncé), conformément à la théorie pour le cas des disques plats . Et il n'y a aucune intersection en dehors des courbes calculées théoriquement. De plus, chacune des courbes, accompagnée de la valeur de la profondeur optique, concorde exactement avec la prédiction théorique pour le cas d'un disque plat. Cela signifie que tous ces disques sont plats !

Les résultats obtenus, bien que prédits il y a 40 ans puis mis de côté en raison de l'impossibilité de vérifier l'effet de polarisation par l'observation, se sont révélés inattendus. Ils devront être pris en compte ; cela entraînera sans aucun doute une révision de nombreux modèles de disques d'accrétion en raison de possibles divergences avec les données d'observation. Grâce aux résultats décrits, les astrophysiciens peuvent désormais vérifier le degré de polarisation lors du calcul des paramètres des modèles d'émission de rayons X. IXPE a révélé les secrets de la polarisation et les caractéristiques non seulement des trous noirs de masse stellaire, mais aussi des trous noirs supermassifs, dont le rayonnement était également polarisé linéairement lors de la comptonisation dans le plasma chaud d'un disque d'accrétion plat. La dépendance du degré de polarisation des trous noirs supermassifs à l'orientation spatiale du disque a été confirmée.

En résumé, la théorie de longue date a acquis une base expérimentale solide, et les travaux en discussion confirment non seulement les anciennes conjectures, mais ouvrent également une nouvelle voie pour étudier les objets les plus extrêmes de l'Univers.

Source : Lev Titarchuk, Paolo Soffitta, Elena Seifina, Enrico Costa, Fabio Muleri, Romana Mikusincova. Prédiction de la polarisation linéaire des rayons X dans les binaires de trous noirs et les noyaux galactiques actifs et mesures de celle-ci par IXPE // Astronomy and Astrophysics . 2025. DOI : 10.1051/0004-6361/202554834.

Elena Seyfina