Aller au contenu

Quasi-étoile

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
Page d’aide sur l’homonymie

Ne doit pas être confondu avec Quasar.

Une quasi-étoile comparée à certaines des plus grandes étoiles connues.

Une quasi-étoile ou étoile trou noir est une étoile hypothétique très massive qui aurait pu exister très tôt dans l'Univers. Bien que leur taille et leur masse diffèrent selon les modèles, il est généralement admis que celles-ci seraient beaucoup plus élevées que celles des étoiles « ordinaires ». Contrairement aux étoiles classiques, où l'équilibre hydrostatique est maintenu par fusion nucléaire à l'intérieur du noyau, ce serait plutôt l'énergie libérée par le disque d'accrétion d'un trou noir en leur centre qui occuperait cette fonction pour les quasi-étoiles.

Les quasi-étoiles pourraient expliquer la présence de trous noirs supermassifs et de quasars possédant un décalage vers le rouge supérieur à 6[1], ainsi que de nombreuses sources de rayons gamma extragalactiques[2],[3],[4],[5],[6]. Le télescope spatial James Webb pourrait confirmer leur existence dans un futur proche.

Caractéristiques physiques

[modifier | modifier le code]
Représentation d'artiste de la structure d'une quasi-étoile

La taille et la masse d'une quasi-étoile ne sont pas connues avec précision. En effet, ces données dépendent du modèle théorique utilisé. Les auteurs postulent généralement une valeur tournant autour de 8 × 105 rayons solaires de diamètre[7] pour une masse de 107 masses solaires (M☉)[8] à l'apogée de la vie de la quasi-étoile.

Les quasi-étoiles pourraient présenter des jets à leurs pôles. Ces jets émettraient en majorité des rayons gamma, grâce à la diffusion Compton inverse, ainsi que des ondes électromagnétiques de basse énergie, allant du domaine du visible à celui des infrarouges, grâce au rayonnement synchrotron[8]. Le ratio du flux de rayons gamma au flux de rayons infrarouges serait d'environ 60[8].

Évolution stellaire

[modifier | modifier le code]

Formation

[modifier | modifier le code]

La formation d'une quasi-étoile nécessiterait la présence d'un halo de matière noire, afin de permettre la formation d'un nuage de gaz possédant une température du viriel[9] supérieure à 104 kelvins (K)[10],[11],[12]. Le nuage devrait également être pauvre en H2[13],[14], bien que l'importance de ce critère soit encore incertaine[15]. L'auto-gravité (en) de ce nuage ainsi que les précédentes caractéristiques rendent le nuage propice aux instabilités dynamiques globales[16],[17], qui concentrerait alors la matière au centre du halo de matière noire tout en réduisant son moment cinétique[10],[11].

La quasi-étoile est donc constituée d'un noyau supporté par la pression du gaz et d'une enveloppe supportée par la pression de radiation[10],[11],[12]. Le haut taux de chute du gaz empêcherait la fusion nucléaire, et donc la formation d'une étoile classique[11].

Dissolution

[modifier | modifier le code]

Lorsque le noyau atteint une température de 109 K, il se mettrait à émettre des neutrinos par le processus Urca, ce qui engendre un refroidissement[10]. Lorsque la température chute à 5 × 108 K, la pression de radiation devient insuffisante pour contrecarrer la pression exercée sur le noyau par le gaz de l'enveloppe[11], ce qui mène à l'effondrement du noyau et à la naissance d'un trou noir de 10 à 20 M☉ au centre de la quasi-étoile[10].

Schéma des forces à l'intérieur d'une quasi-étoile

Un disque d'accrétion se forme à l'intérieur de la quasi-étoile, autour du trou noir. L'énergie libérée par ce disque devient ainsi la force venant s'opposer à la pression exercée par le gaz de l'enveloppe. L'énergie libérée est alors équivalente à l'énergie de liaison gravitationnelle, ce qui cause une expansion du rayon de l'enveloppe par un facteur supérieur à 100[12]. Durant cette phase, le trou noir central grossit rapidement en raison de l'apport en masse de l'enveloppe[10],[11],[12],[15]. Après quelques millions d'années, à la fin de la vie de la quasi-étoile, le trou noir central possèderait une masse située entre 103 et 106 M☉ et ce, pour une époque z située entre 10 et 20[10],[11]. Ces trous noirs auraient alors amplement le temps de grossir jusqu'à 109 M☉ avant l'époque correspondant à z = 6[10],[12]. Certains scénarios nécessiteraient même que ce processus de formation de trou noir ne se produise seulement que jusqu'à z = 18 pour aboutir à la densité de trous noirs supermassifs observés aujourd'hui[10].

Observations

[modifier | modifier le code]

Les quasi-étoiles restent en 2023 des objets stellaires hypothétiques. Le télescope spatial James-Webb pourrait confirmer leur existence. En effet, la température minimale de la photosphère de la quasi-étoile, telle que théorisée par les modèles, ferait qu'elles émettraient en majorité de la lumière se situant près du domaine des infrarouges[11], qui est le domaine spectral du télescope spatial. Ainsi, une quasi-étoile ayant un décalage vers le rouge de 10 aurait un pic d'émissivité à environ 10 μm[11].

Notes et références

[modifier | modifier le code]
  1. ↑ (en) Xiaohui Fan, Joseph F. Hennawi, Gordon T. Richards et al., « A Survey of z > 5.7 Quasars in the SLOAN Digital Sky Survey. III. Discovery of Five Additional Quasars », The Astronomical Journal, vol. 128, no 2,‎ , p. 515-522 (DOI 10.1086/422434).
  2. ↑ (en) J.-M. Casandjian et I. A. Grenier, « A revised catalogue of EGRET γ-ray sources », Astronomy & Astrophysics, vol. 489, no 2,‎ , p. 849-883 (DOI 10.1051/0004-6361:200809685).
  3. ↑ (en) A. A. Abdo, M. Ackermann, M. Ajello et al., « Fermi Large Area Telescope First Source Catalog », The Astrophysical Journal, vol. 188,‎ , p. 405-436 (DOI 10.1088/0067-0049/188/2/405).
  4. ↑ (en) A. J. Bird, A. Bazzano, L. Bassani et al., « The Fourth IBIS/ISGRI Soft Gamma-Ray Survey Catalog », The Astrophysical Journal, vol. 186,‎ , p. 1-9 (DOI 10.1088/0067-0049/186/1/1).
  5. ↑ (en) K. Maeda, J. Kataoka, T. Nakamori et al., « Unraveling the Nature of Unidentified High Galactic Latitude FERMI/LAT Gamma-Ray Sources With SUZAKU », The Astrophysical Journal, vol. 729, no 2,‎ , p. 1-14 (DOI 10.1088/0004-637X/729/2/103).
  6. ↑ (en) N. Masetti, P. Parisi, E. Palazzi et al., « Unveiling the nature of INTEGRAL objects through optical spectroscopy », Astronomy & Astrophysics, vol. 519,‎ , p. 1-21 (DOI 10.1051/0004-6361/201014852).
  7. ↑ (en) Dominik R. G. Schleicher, Francesco Palla, Andrea Ferrara, Daniele Galli et Muhammad Latif, « Massive Black Hole factories: Supermassive and quasi-star formation in primordial », Astronomy & Astrophysics, vol. 558,‎ (ISSN 0004-6361, e-ISSN 1432-0746, DOI 10.1051/0004-6361/201321949).
  8. ↑ a b et c (en) Bozena Czerny, Agnieszka Janiuk, Marek Sikora et Jean-Pierre Lasota, « Quasi-Star Jets as Unidentified Gamma-Ray Sources », The Astrophysical Journal, vol. 755, no 1,‎ (DOI 10.1088/2041-8205/755/1/L15).
  9. ↑ (en) « An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics », sur obspm.fr (consulté le ).
  10. ↑ a b c d e f g h et i Begelman, Volonteri et Rees 2006
  11. ↑ a b c d e f g h et i Begelman, Rossi et Armitage 2008
  12. ↑ a b c d et e Volonteri et Begelman 2010
  13. ↑ (en) S. Peng Oh et Zoltán Haiman, « Second-Generation Objects in the Universe: Radiative Cooling and Collapse of Halos with Virial Temperatures above 104 K », The Astrophysical Journal, vol. 569, no 2,‎ , p. 558-572 (DOI 10.1086/339393).
  14. ↑ (en) Volker Bromm et Abraham Loeb, « Formation of the First Supermassive Black Holes », The Astrophysical Journal, vol. 596, no 1,‎ , p. 34-46 (DOI 10.1086/377529).
  15. ↑ a et b Ball et al. 2011
  16. ↑ (en) Isaac Shlosman, Juhan Frank et Mitchell C. Begelman, « Bars within bars: a mechanism for fuelling active galactic nuclei », Nature, vol. 338,‎ , p. 45-47 (DOI 10.1038/338045a0).
  17. ↑ (en) Isaac Shlosman, Mitchell C. Begelman et Julian Frank, « The fuelling of active galactic nuclei », Nature, vol. 345,‎ , p. 679-686 (DOI 10.1038/345679a0).

Bibliographie

[modifier | modifier le code]

Document utilisé pour la rédaction de l’article : document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

  • (en) Mitchell C. Begelman, Elena M. Rossi et Philip J. Armitage, « Quasi-stars: accreting black holes inside massive envelopes », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 387, no 4,‎ , p. 1649-1659 (ISSN 1365-2966, e-ISSN 0035-8711, DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13344.x).
  • (en) Mitchell C. Begelman, Marta Volonteri et Martin J. Rees, « Formation of supermassive black holes by direct collapse in pre-galactic haloes », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 370, no 1,‎ , p. 289-298 (ISSN 1365-2966, e-ISSN 0035-8711, DOI 10.1111/j.1365-2966.2006.10467.x)
  • (en) Marta Volonteri et Mitchell C. Begelman, « Quasi-stars and the cosmic evolution of massive black holes », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 409, no 3,‎ , p. 1022-1032 (ISSN 1365-2966, e-ISSN 0035-8711, DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.17359.x).
  • (en) Bozena Czerny, Agnieszka Janiuk, Marek Sikora et Jean-Pierre Lasota, « QUASI-STAR JETS AS UNIDENTIFIED GAMMA-RAY SOURCES », The Astrophysical Journal, vol. 755, no 1,‎ (DOI 10.1088/2041-8205/755/1/L15).
  • (en) Warrick H. Ball, Christopher A. Tout, Anna N. Żytkow et John J. Eldridge, « The structure and evolution of quasi-stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 414, no 3,‎ , p. 2751-2762 (ISSN 1365-2966, e-ISSN 0035-8711, DOI 10.1111/j.1365-2966.2011.18591.x).

Articles connexes

[modifier | modifier le code]

Liens externes

[modifier | modifier le code]

Sur les autres projets Wikimedia :

Ce document provient de « https://fr.wikipedia.org/w/index.php?title=Quasi-étoile&oldid=214120051 ».