Ce travail se situe en marge : à proximité, on trouve des études sur les trous noirs de masse intermédiaire, les ombres de trous noirs géants sur la lumière ancienne et les signatures neutrino de la matière noire. Les voisins étudient la croissance des trous noirs et leur influence sur les galaxies, mais les mesures dynamiques de masse à grands décalages vers le rouge n'avaient jusqu'ici pas abouti. Les tentatives précédentes à z>6 n'avaient pas détecté de signal clair du trou noir en raison de la cinématique complexe du gaz ou de la réionisation du carbone. Ce travail choisit pour la première fois un objet où la sphère d'influence est suffisamment grande et où l'obscurcissement protège la raie [C ii] de la destruction.
Les observations de la raie [C ii] à 157,7 μm dans le quasar W2246–0526 ont été réalisées avec ALMA, avec un faisceau synthétisé de 0,089″×0,053″ (pondération uniforme) et de 0,13″×0,09″ (pondération naturelle). Les données ont été divisées en anneaux elliptiques, et dans chaque spectre, une composante gaussienne de turbulence de la galaxie hôte et des composantes de vents ont été extraites. Le profil de dispersion des vitesses sans tenir compte des vents a été modélisé en incluant la gravité du trou noir, la masse de la galaxie (profil de Sersic) et le lissage par le faisceau. La masse du trou noir a été déterminée par la méthode de Monte-Carlo par chaînes de Markov.
La dispersion des vitesses du gaz augmente vers le centre, passant de 186 km/s à 1,5 kpc à 300 km/s dans le faisceau central. Le meilleur modèle donne une masse du trou noir de 6,3±0,14×10⁹ M☉ et une masse de la galaxie dans un rayon de 1,31+0,34−0,39×10¹⁰ M☉. La sphère d'influence du trou noir a un diamètre de 2,30+0,78−0,40 kpc, soit quatre fois plus grand que ce qui était prédit à basse résolution en raison des vents non pris en compte. Le rapport d'Eddington de 1,58±0,04 indique une accrétion super-Eddington. Le modèle sans trou noir donne une galaxie irréalistement compacte et un χ² plus mauvais (10,13 contre 4,38), confirmant la nécessité du trou noir.
Contrairement aux voisins qui cherchaient des masses dynamiques dans des quasars non obscurcis à z>6 et ne trouvaient aucun signal, ce travail montre que les quasars fortement obscurcis sont des cibles idéales : la poussière protège des rayons X, préservant la raie [C ii] près du noyau. L'accord entre la masse dynamique et l'estimation par la raie Mg II confirme la fiabilité de la méthode empirique pour les quasars hyperlumineux. Cela ouvre la voie à une vérification statistique des relations masse-luminosité dans l'Univers primordial.
La méthode peut être appliquée à un échantillon de quasars fortement obscurcis pour accumuler des statistiques de masses dynamiques et vérifier les calibrations des estimations ponctuelles. Des observations à encore plus haute résolution (par exemple avec un interféromètre de nouvelle génération) permettront de résoudre les sphères d'influence de trous noirs moins massifs. L'étude des vents et de leur lien avec l'accrétion super-Eddington clarifiera le mécanisme de rétroaction.
Ce résultat influencera les recherches sur la coévolution des galaxies et des trous noirs, la calibration des méthodes empiriques d'estimation des masses, ainsi que les modèles de rétroaction lors d'une accrétion super-Eddington.
Élargir l'échantillon de quasars obscurcis avec une [C ii] à haute résolution ; étudier en détail la cinématique des vents et leur lien avec l'accrétion.
Ce travail est directement lié au problème non résolu de la coévolution des trous noirs supermassifs et des galaxies : pourquoi les quasars lointains ont-ils des trous noirs surmassifs par rapport aux relations locales ? Les masses dynamiques sont nécessaires pour distinguer une déviation réelle d'une erreur systématique des méthodes empiriques.
Cette section s'adresse à l'auteur du travail et à ses collègues. Les travaux voisins ont été trouvés par une recherche sémantique dans notre archive, et non par correspondance de mots. Nous n'évaluons pas : nous montrons le champ autour.
Ce que fait ce travail
Ce travail mesure pour la première fois dynamiquement la masse d'un trou noir supermassif à z=4.6, en utilisant la croissance de la dispersion des vitesses du gaz dans la raie [C ii] vers le centre du quasar fortement obscurci W2246–0526. La modélisation, qui tient compte des écoulements et du lissage par le faisceau, donne une masse de 6.3×10⁹ M☉ et une sphère d'influence de 2.3 kpc de diamètre.
Où est sa force
Le choix d'un quasar obscurci, où la poussière masque les rayons X et préserve la raie [C ii] près du noyau, ouvre une nouvelle classe d'objets pour les mesures dynamiques des masses des trous noirs dans l'Univers primordial.
Vers où avancer
À essayer
Pourquoi cela peut compter
Ce travail ouvre la voie à la mesure systématique des masses des trous noirs supermassifs dans l'Univers primordial, ce qui est crucial pour comprendre leur croissance rapide et leur coévolution avec les galaxies.
Travaux voisins dans notre archive
L'archive est vide autour de ce travail : l'analyse la plus proche n'est qu'à 0.56, contre 0,64 d'ordinaire. Il semble qu'on ait peu foré à côté.
La masse du trou noir dans W2246–0526 équivaut à environ 6,3 milliards de soleils, et sa sphère d'influence s'étend sur 2300 années-lumière, soit 500 fois la distance du Soleil à l'étoile la plus proche.