Le mystère du spin des binaires à rayons X de trous noirs

Les binaires X à haute masse avec des trous noirs (BH-HMXB) sont des systèmes où un trou noir attire du matériel d'une étoile compagne massive, ce qui entraîne des émissions de rayons X. Jusqu'ici, seulement trois de ces systèmes ont été confirmés : Cygnus X-1, LMC X-1 et M33 X-7. Chacun d'eux contient un trou noir avec une forte rotation, mais c'est bizarre pourquoi ces trous noirs ont une telle rotation élevée alors qu'on pense qu'ils devraient commencer avec des rotations faibles. Cet article examine comment ces systèmes se forment et évoluent, en se concentrant sur le rôle du transfert de matière entre les étoiles.

#Qu'est-ce que des binaires X à haute masse avec des trous noirs ?

Dans un BH-HMXB, le trou noir accède à du matériel d'une étoile massive, générant des rayons X. On peut classer ces systèmes en deux groupes : les binaires à faible masse et à haute masse. Les systèmes à faible masse ont une petite étoile donneuse, tandis que ceux à haute masse impliquent une étoile donneuse de type O, typiquement massive. Dans le cas des BH-HMXB, le trou noir attire généralement du gaz provenant du vent de l'étoile.

Malgré les observations en cours, on trouve que les BH-HMXB sont moins fréquents que d'autres types de binaires d'étoiles massives. Cela a amené les scientifiques à suggérer que les vents de ces étoiles ne sont pas toujours assez forts pour créer les conditions nécessaires à la formation d'un disque d'accrétion autour du trou noir.

#Formation des binaires X à haute masse avec des trous noirs

La formation des BH-HMXB implique des processus complexes, commençant par deux étoiles massives dans un système binaire. À mesure que ces étoiles évoluent, l'une peut finir par s'effondrer en un trou noir. Ensuite, du matériel de l'étoile restante commence à s'écouler vers le trou noir, surtout si la compagne du trou noir remplit son lobe de Roche. Le lobe de Roche est la zone autour d'une étoile où le matériel est gravitationnellement lié à cette étoile. Si l'étoile compagne s'étend, elle peut déborder cette limite, envoyant du matériel vers le trou noir.

Surtout, après la formation du trou noir, il y a souvent un transfert de masse rapide de l'étoile compagne vers le trou noir. Cela s'appelle un débordement du lobe de Roche. C'est durant cette phase que les propriétés du système peuvent changer dramatiquement, impactant les rotations des trous noirs impliqués.

#Le rôle de l'accrétion

L'accrétion est comment le trou noir gagne en masse et en rotation. On pense que les trous noirs peuvent être alimentés par divers mécanismes d'accrétion, qui affectent la manière dont ils gagnent de la masse au fil du temps. Les trois principaux types de scénarios d'accrétion discutés sont l'accrétion limitée par Eddington, l'accrétion modérément super-Eddington et l'accrétion entièrement conservative.

1. Accrétion limitée par Eddington : Dans ce modèle, le taux d'accrétion est plafonné par la limite d'Eddington, qui est la luminosité maximale qu'un corps peut atteindre lorsque la pression de radiation empêche une accrétion supplémentaire. Cela conduit à un gain de masse plus faible pour le trou noir et n'augmente pas significativement sa rotation.

2. Accrétion modérément super-Eddington : Ce scénario permet un gain de masse plus élevé, où le trou noir peut accréter du matériel à des taux supérieurs à la limite d'Eddington mais sans excès. Cela résulte en des rotations accrues, bien que les rotations puissent encore ne pas atteindre des niveaux extrêmes.

3. Accrétion entièrement conservative : Dans ce scénario, le trou noir gagne de la masse par un processus plus efficace, attirant autant de matériel qu'il le peut. Ce type d'accrétion peut conduire à des rotations extrêmes du trou noir, car il conserve plus de moment angulaire du matériel absorbé.

#Observations et défis

Les rotations des trous noirs dans ces systèmes semblent contredire nos attentes basées sur des modèles théoriques d'évolution stellaire. On s'attend à ce que les premiers trous noirs dans des systèmes binaires aient des rotations faibles. Cependant, les observations suggèrent le contraire, indiquant que la dynamique du transfert de masse et les rotations résultantes sont plus complexes que ce que l'on pensait auparavant.

Pour tenter de réconcilier ces observations, les chercheurs ont exploré deux voies principales pour produire des trous noirs à forte rotation :

1. Efficacité du transfert de masse : Si le transfert de masse de l'étoile compagne est très efficace, le trou noir peut gagner une masse significative et tourner rapidement. Certaines études suggèrent que cette efficacité pourrait être supérieure à ce que prédisent les modèles standards.

2. Accrétion Super-Eddington : Ce processus peut potentiellement aboutir à des rotations élevées, surtout si les conditions sont favorables à un trou noir pour capturer plus de matériel efficacement.

#Défis pour comprendre la rotation

Comprendre les rotations des trous noirs n'est pas simple. Calculer les rotations basées sur des observations implique plusieurs incertitudes. Par exemple, la manière dont les émissions de rayons X sont interprétées peut conduire à des estimations différentes de la rotation d'un trou noir. Certaines méthodes suggèrent des rotations élevées pour les trous noirs dans les BH-HMXB, tandis que d'autres indiquent des rotations plus faibles basées sur différents modèles d'émissions.

De plus, les rotations des trous noirs provenant d'observations d'ondes gravitationnelles semblent montrer une distribution différente de celles observées dans les BH-HMXB. Cela souligne un possible décalage entre la manière dont les trous noirs se forment dans différents environnements et comment ils évoluent au fil du temps.

#L'importance de la synthèse de population binaire

Pour mieux comprendre la population des BH-HMXB alimentés par le vent, les scientifiques utilisent des modèles de synthèse de population binaire (BPS). Ces modèles simulent comment les étoiles dans des systèmes binaires évoluent et interagissent au fil du temps. De nouveaux codes ont été développés pour fournir des détails sur ce processus, y compris divers paramètres tels que la metallicité et l'efficacité du transfert de masse.

En utilisant ces nouveaux codes, les chercheurs ont réalisé des simulations pour voir combien de binaires tomberaient dans la catégorie des BH-HMXB alimentés par le vent selon différentes hypothèses concernant l'efficacité du transfert de masse et de l'accrétion. Les conditions initiales telles que la masse et la période orbitale sont cruciales pour déterminer le destin de ces binaires.

#Principales conclusions des simulations

Les simulations ont révélé plusieurs tendances importantes dans la population des BH-HMXB alimentés par le vent :

1. Prévalence des systèmes post-débordement du lobe de Roche : La majorité des systèmes identifiés dans les simulations avaient déjà subi un débordement du lobe de Roche avant d'être classés comme BH-HMXB alimentés par le vent. Donc, beaucoup de systèmes binaires passent plus de temps dans une phase post-RLO que dans la phase précédente.

2. Distributions de masse et de rotation : Les simulations ont indiqué une large gamme de masses et de rotations possibles pour les trous noirs. Cette variabilité reflète les différents chemins que le système peut prendre, en fonction de l'efficacité du transfert de masse et des propriétés initiales des étoiles.

3. Haute luminosité X : Les systèmes post-RLO affichent des luminosités X plus élevées, indiquant qu'ils étaient plus susceptibles d'être observés. Une meilleure compréhension des conditions menant à une haute luminosité peut aider à identifier plus de BH-HMXB à l'avenir.

#Conclusion

L'enquête sur la formation et l'évolution des BH-HMXB alimentés par le vent révèle un jeu complexe de facteurs influençant leurs rotations et leur gain de masse. Les processus de transfert de masse et d'accrétion jouent un rôle significatif et mettent en évidence la nécessité de modélisations détaillées pour capturer la dynamique en jeu.

Malgré les défis rencontrés pour aligner les prédictions théoriques avec les données d'observation, les avancées récentes dans les codes de simulation ont ouvert la voie à des aperçus plus profonds sur ces systèmes cosmiques fascinants. Une recherche continue dans ce domaine est essentielle pour percer les mystères entourant les trous noirs, leur formation et leur évolution dans des systèmes binaires.

Les différences observées entre les populations simulées et les observations réelles soulignent la nécessité d'un travail continu pour affiner les modèles et résoudre les éventuelles divergences. Cette recherche contribue non seulement à notre compréhension des trous noirs mais élargit également notre compréhension de l'évolution stellaire et du cycle de vie des étoiles massives dans notre univers.