On sait depuis longtemps [Carter & Luminet, 1982, Nature 296, 211] que des étoiles passant suffisamment près de la surface de trous noirs massifs subissent des forces de marée si gigantesques qu’elles sont aplaties sous forme de « crêpes » avant d’être détruites. Les compressions les plus fortes déclenchent une explosion thermonucléaire dans le coeur d’étoiles frôlant des trous noirs géants tapis au centre des galaxies. Dans un article juste publié dans Astronomy & Astrophysics, Matthieu Brassart et Jean-Pierre Luminet, de l’Observatoire de Paris-Meudon, ont simulé numériquement le sort d’une étoile de type solaire qui pénètre profondément dans le rayon de marée d’un trou noir de 106 masses solaires (une situation typique dans un centre galactique, tel celui de notre propre Voie Lactée). Ils ont perfectionné leur précédentes simulations hydrodynamiques [voir la Nouvelle de mai 2008] en prenant cette fois en compte toutes les propriétés relativistes de l’espace-temps autour du trou noir. De fait, l’orbite stellaire et le champ de marée connaissent d’importantes modifications dès lors que l’étoile frôle le rayon gravitationnel du trou noir. En raison de la précession relativiste, une orbite parabolique doit s’entrecouper et, lorsque le point de croisement est situé à l’intérieur du rayon de marée, l’étoile est soumise à plusieurs aplatissements successifs.

Une telle rencontre étoile / trou noir est illustrée sur la figure 1, avec un facteur de pénétration suffisamment grand pour que l’étoile approche tout près de la surface du trou noir et en subisse les effets relativistes. L’orbite stellaire s’enroule autour du trou noir à l’intérieur du rayon de marée, ce qui permet au champ gravitationnel d’écraser l’étoile en forme de crêpe deux fois de suite, avant et après son passage au périastre.

Outre la formation de crêpes stellaires chaudes condamnées à une explosion thermonucléaire, les compressions dues aux marées gravitationnelles engendrent une série compliquée d’ondes de choc sortantes et entrantes qui entrent en collision, interagissent et finissent par se propager jusqu’à la surface de l’étoile.

Figure 1 : A gauche : Orbite parabolique d’une étoile plongeant profondément dans le rayon de marée d’un trou noir de 1 million de masses solaires. Le petit cercle solide représente le rayon gravitationnel du trou noir, et le grand cercle en pointillés le rayon de marée. Le facteur de pénétration, c’est-à-dire le rapport entre le rayon de marée et la distance au périastre, est de 9. Comme l’orbite stellaire s’entrecoupe à l’intérieur du rayon de marée, le champ gravitationnel du trou noir induit deux compressions successives, qui se produisent aux points de l’orbite marqués en noir. A droite : Evolution temporelle de la pression centrale (en unités de sa valeur initiale). Celle-ci contrecarre deux fois l’effondrement en chute libre de la matière stellaire, une fois avant le passage au périastre (à t=0), puis une centaine de secondes plus tard.

Des sursauts d’énergie engendrés par "marées noires"

Les ondes de choc successives chauffent trois fois la surface stellaire (fig.2), portant à chaque fois la température à un milliard de degrés ou davantage, soit dans le régime des rayons X durs et gamma. Ainsi, l’émission brutale de sursauts de haute énergie engendrés par des "marées noires" est intensifiée par les effets relativistes et les compressions multiples qui en découlent. Par ailleurs, les astronomes ont observé que les courbes de lumière de certains sursauts gamma exhibent des structures complexes à deux pics ou davantage. On est tenté de les interpréter en termes de crêpes stellaires flambées deux fois. En effet, l’échelle de temps typique d’une rencontre étoile / trou noir selon une orbite relativiste fortement enroulée correspond à celle d’un sursaut gamma court présentant deux pics d’émission séparés par une centaine de secondes, tel celui qui a été observé dans GRB 970815.

Figure 2 : Evolution temporelle de la température (l’étoile passe au périastre à t=0). La courbe en traits pleins retrace la température au centre de l’étoile. La compression induit un premier maximum à 2 108 K durant 4 s, et environ 115 s plus tard, une seconde compression de même amplitude durant 6 s. La courbe en pointillés donne la température transportée par les ondes de choc. Les trois maxima sont atteints à la surface stellaire. Celle-ci est d’abord portée à 4 109 K durant 0.03 s, puis à 109K durant 1.5 s, ensuite à 109 K durant 3 s.

Conclusion

On estime que les sursauts gamma déclenchés par « marées noires » se produisent en moyenne tous les 103-105 ans par galaxie, en fonction du profil de densité stellaire dans le noyau galactique et de la masse du trou noir central. Ce taux peut même être considérablement augmenté dans le cas d’un trou noir massif binaire. Puisque la plupart des galaxies — incluant notre propre Voie lactée — abritent un trou noir central massif, et puisque l’ensemble de l’univers observable est transparent aux longueurs d’ondes X et gamma, plusieurs événements de ce type pourraient être détectés annuellement.

Référence

M. Brassart, J-P. Luminet Relativistic tidal compressions of a star by a massive black hole 2010 A&A 511A, 80

Contact

Jean-Pierre Luminet (Observatoire de Paris, LUTH, et CNRS)

Dernière modification le 22 février 2013

It has long been calculated [Carter & Luminet, 1982, Nature 296, 211] that stars orbiting closely enough to massive black holes undergo such strong tidal forces that they are flattened into a transient « pancake » configuration before being torn apart. The strongest compressions trigger a thermonuclear explosion in the core of main-sequence stars that graze giant black holes lurking in galactic centers.

In a paper just published in Astronomy & Astrophysics, Matthieu Brassart and Jean-Pierre Luminet from the Observatoire de Paris-Meudon, France, carried out computer simulations on the fate of a solar-type star that penetrates deeply into the tidal radius of a 106 solar masses black hole (a typical situation in a galactic center, such as in our own Milky Way). They improved their previous hydrodynamical calculations [see News may 2008] by taking into account the full relativistic properties of space-time around the black hole. Indeed, modifications on the stellar orbit and on the tidal field significantly appear when the star approaches the black hole’s gravitational radius. Due to relativistic precession, a parabolic-type orbit must self-intersect and, when the crossing point is located within the tidal radius, the star is subjected to several successive squeezings. Such a star / black hole encounter is illustrated in Fig.1 for a penetration factor large enough for the star to come very close to the black hole surface and experience the space-time curvature. The stellar orbit winds up around the black hole within the tidal radius, which allows the tidal field to squeeze the star twice, before and after the passage at periastron.

Figure 1 : A gauche : Orbite parabolique d’une étoile plongeant profondément dans le rayon de marée d’un trou noir de 1 million de masses solaires. Le petit cercle solide représente le rayon gravitationnel du trou noir, et le grand cercle en pointillés le rayon de marée. Le facteur de pénétration, c’est-à-dire le rapport entre le rayon de marée et la distance au périastre, est de 9. Comme l’orbite stellaire s’entrecoupe à l’intérieur du rayon de marée, le champ gravitationnel du trou noir induit deux compressions successives, qui se produisent aux points de l’orbite marqués en noir. A droite : Evolution temporelle de la pression centrale (en unités de sa valeur initiale). Celle-ci contrecarre deux fois l’effondrement en chute libre de la matière stellaire, une fois avant le passage au périastre (à t=0), puis une centaine de secondes plus tard.

In addition to the formation of hot stellar pancakes doomed to thermonuclear explosions, the tidal compressions give rise to a complex series of outgoing and ingoing shock waves which collide, interact and eventually propagate up to the stellar surface.

Tidally-induced high-energy bursts

The different shock waves actually lead to heat up three times the stellar surface (fig.2), each one droping off a temperature 109 K, in the regime of hard X or gamma-ray domains. Therefore, it appears that the prompt emission of tidally-induced high-energy bursts are intensified by the relativistic effects of multiple compressions.

Now, it is well known that some observed gamma-ray light curves present two or more peaks with complex structures. Some of them can be tentatively interpreted as tidally-induced pancake stars. Typical timescales for a star / black hole encounter along a relativistic self-crossing orbit are quite consistent with those of a short duration gamma-ray burst with two peaks of energy separated by a hundred of seconds, comparable to what has been observed e.g. in GRB 970815.

Figure 2 : Evolution temporelle de la température (l’étoile passe au périastre à t=0). La courbe en traits pleins retrace la température au centre de l’étoile. La compression induit un premier maximum à 2 108 K durant 4 s, et environ 115 s plus tard, une seconde compression de même amplitude durant 6 s. La courbe en pointillés donne la température transportée par les ondes de choc. Les trois maxima sont atteints à la surface stellaire. Celle-ci est d’abord portée à 4 109 K durant 0.03 s, puis à 109K durant 1.5 s, ensuite à 109 K durant 3 s.

Conclusion

Tidally-induced gamma-ray bursts are estimated to occur once every 103-105 years per galaxy, depending on the nuclear stellar density profile and the mass of the central black hole. Such a rate can even be increased by a large factor in the case of a massive binary black hole. Since most of the galaxies — including our own Milky Way — harbour a central massive black hole, and since the full observable universe is transparent in X or gamma-ray domains, several events of this kind would be detectable each year.

Reference

M. Brassart, J-P. Luminet Relativistic tidal compressions of a star by a massive black hole 2010 A&A 511A, 80

Contact

Jean-Pierre Luminet (Observatoire de Paris, LUTH, et CNRS)

Dernière modification le 4 mars 2013