Ce travail est à part : les recherches les plus proches concernent la croissance des trous noirs dans les disques d'accrétion des noyaux actifs, la formation des IMBH dans les amas globulaires et la dynamique des UCD, mais personne n'avait encore modélisé la formation d'un disque à partir des vents des étoiles AGB dans une UCD. Les travaux voisins étudient soit des mécanismes de croissance isolés (fusions, accrétion dans les disques de noyaux actifs), soit les propriétés des UCD elles-mêmes, sans les relier en un scénario unifié d'évolution du trou noir central.
Les auteurs ont utilisé des simulations hydrodynamiques par la méthode des particules lissées (SPH). Ils ont défini des UCD avec un profil sphérique de Plummer et un IMBH central dont la masse varie de 100 à 100 000 masses solaires. Le nombre d'étoiles AGB a été estimé à partir de la fonction de masse initiale avec des pentes de 1,4 et 2,35. Le gaz de chaque étoile était éjecté à une vitesse de vent de 10 à 20 km/s et à une température de 10 à 1000 K. La formation d'étoiles était activée lorsque la densité seuil de $10^{10}$ atomes/cm^3 était dépassée. Certains modèles incluaient un halo sombre NFW et un déplacement du trou noir par rapport au centre.
Dans le modèle de référence, un disque de gaz en rotation s'est formé autour d'un IMBH de masse $10^4$ M⊙. En 0,188 million d'années, 481,7 M⊙ de gaz se sont accumulés dans un rayon de 0,1 pc. Pour un grand nombre d'étoiles AGB, jusqu'à 60 à 75 % du gaz éjecté se retrouvait lié dans un rayon de 1 pc du trou noir. La masse du disque augmentait davantage avec la masse de l'UCD qu'avec celle du trou noir : pour une même masse d'IMBH, une UCD plus massive retenait trois fois plus de gaz. La formation d'étoiles dans le disque s'est avérée être le principal facteur de destruction : les nouvelles étoiles piégeaient le gaz et perturbaient gravitationnellement le disque, parfois jusqu'à le détruire complètement. Pour 12 des 17 UCD observées avec des trous noirs massifs, la masse initiale pourrait se situer dans la gamme des IMBH (moins de $10^5$ M⊙), même avec une efficacité radiative maximale de 42 %.
Contrairement aux travaux voisins qui considèrent la croissance des IMBH par accrétion depuis le milieu interstellaire ou par fusions, il est montré ici pour la première fois que les vents des étoiles AGB dans les UCD peuvent créer un disque précurseur du disque d'accrétion. Ce n'est pas simplement un mécanisme de croissance de plus, mais un scénario concret qui relie les propriétés observées des UCD (masse, âge, métallicité) à la masse du trou noir central. Ce travail s'inscrit dans le courant général de l'étude de l'origine des IMBH, mais se distingue par l'objet (UCD au lieu d'amas globulaires) et par la méthode (modélisation SPH des vents gazeux au lieu de la dynamique N-corps).
Le sujet pourrait évoluer vers la modélisation de l'évolution complète des UCD de leur naissance à nos jours, incluant de multiples épisodes d'accrétion et la croissance du trou noir. L'ajout de champs magnétiques et de la rétroaction de l'accrétion rendrait le modèle plus réaliste. Une autre voie est la recherche de la population prédite de jeunes étoiles à grande vitesse dans les UCD et la vérification de leur composition chimique (rapport azote/fer élevé).
Les résultats influenceront l'interprétation des masses dynamiques des UCD et les modèles de croissance des trous noirs dans les systèmes stellaires denses. Ils fournissent également aux observateurs un indice concret à vérifier : des étoiles à haute vitesse avec une composition chimique anormale.
La prochaine étape consiste à inclure la croissance de la masse du trou noir et la rétroaction dans les simulations afin de suivre la transformation du disque progéniteur en disque d'accrétion. Ensuite, il faudra modéliser la formation des UCD par fusions de galaxies naines et vérifier si le mécanisme persiste dans un contexte plus réaliste.
Ce travail aborde la question non résolue de l'origine des trous noirs de masse intermédiaire et de leur lien avec les trous noirs massifs dans les UCD. Il touche également au problème de la formation de multiples populations stellaires dans les systèmes denses et à l'origine des étoiles à haute vitesse dans ω Centauri.
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
Les auteurs ont modélisé la dynamique du gaz issu des étoiles AGB dans les UCD par la méthode SPH et ont montré que, lorsque le nombre de donneurs est suffisant, un disque en rotation se forme autour de l'IMBH, capable d'alimenter la croissance du trou noir. Les calculs indiquent que, pour plusieurs UCD observées, la masse initiale du trou noir pourrait se situer dans la gamme des IMBH. Le modèle prédit également l'apparition d'étoiles jeunes à grande vitesse, semblables à celles trouvées dans ω Centauri.
Où est sa force
Pour la première fois, il est montré que les vents des étoiles AGB dans les UCD peuvent créer un disque précurseur du disque d'accrétion, ce qui relie les propriétés observées des UCD à la masse du trou noir central.
Vers où avancer
À essayer
Pourquoi cela peut compter
Si le scénario proposé est correct, il pourrait expliquer l'origine des trous noirs massifs dans les UCD sans recourir à des mécanismes exotiques, et également relier les propriétés de la population stellaire des UCD à la croissance du trou noir central.
Travaux voisins dans notre archive
L'archive est vide autour de ce travail : l'analyse la plus proche n'est qu'à 0.55, contre 0,64 d'ordinaire. Il semble qu'on ait peu foré à côté.
Dans certains modèles, le disque autour d'un trou noir de masse $10^4$ M⊙ contenait près de 900 masses solaires de gaz, ce qui équivaut à un nuage de la masse de plusieurs centaines de Jupiter tournant autour d'un objet de la taille d'une ville.