Thèmes clés

2. L'Univers énergétique

L'étude de l'univers énergétique englobera l'étude de tous les objets compacts et extrêmement énergétiques du ciel, qu'il s'agisse d'étoiles à neutrons, de sources de rayons X ultra-lumineuses (ULX), de trous noirs de masse stellaire, d'éclats de rayons gamma (GRB) ou de noyaux actifs de galaxie (AGN). Des phénomènes d'accrétion et d'éjection extrêmes liés à des disques d'accrétion, des vents de disque d'accrétion, des écoulements ultra-rapides ou des jets relativistes sont couramment observés dans ces objets et nécessiteront de toute évidence une exploration plus approfondie dans les années à venir.

Il existe aujourd'hui des preuves irréfutables que le rayonnement, les vents et les jets des AGN pourraient même avoir joué un rôle dominant dans la coévolution observée, depuis l'Univers local, entre les trous noirs supermassifs et leurs galaxies hôtes. Comment et quand cette rétroaction a commencé est une grande question de l'astrophysique moderne qui englobe à la fois l'astrophysique relativiste et l'évolution des galaxies. D'autres questions importantes, encore sans réponse, concernent la manière dont ces processus se forment et s'accélèrent, ainsi que le lieu où ils se déroulent.

X-IFU possède une résolution en énergie unique (supérieure à 2,5 eV sur une bande d'énergie de 0,1 à 7 keV), combinée à des capacités défocalisées, pour observer des cibles brillantes, et à une capacité de repointage rapide. Il a donc été conçu pour résoudre ces problèmes dans les sources proches et brillantes (binaires à rayons X, galaxies de Seyfert, etc.) ainsi que dans les sources lointaines et peu lumineuses (ULX, AGN, GRB).

Les sursauts gamma à grande distance : l'enrichissement précoce de l'Univers en métaux

Pendant la phase de naissance de l'Univers, presque seuls des atomes d'hydrogène et d'hélium ont été produits. Aujourd'hui, nous observons un grand nombre d'éléments plus lourds représentant 0,1 % du nombre total d'atomes dans l'Univers. Ces métaux ont dû se former dans la première génération d'étoiles et ont joué un rôle crucial dans l'évolution ultérieure de tous les objets cosmiques, en tant que germes d'une évolution chimique ultérieure et en tant que constituants actifs régissant la physique de leurs objets hôtes.

La première génération d'étoiles est difficile à observer en raison des grandes distances et de la faible luminosité des proto-galaxies. Cependant, les sursauts gamma (GRB) sont des explosions extrêmement énergétiques. À un décalage vers le rouge élevé, ils permettent de sonder les conditions vierges autour des premières régions de formation d'étoiles. En raison de leur énorme luminosité et de leur visibilité sur de très grandes distances, les rafales de rayons gamma et de rayons X non thermiques émises par les GRB offrent un spectre de continuum parfait contre lequel toute matière intervenant entre le GRB et l'observateur peut produire d'étroites raies d'absorption des rayons X. Les rafales de rayons gamma et de rayons X sont des rafales d'une grande intensité.

Cette matière intermédiaire peut se trouver n'importe où. Lorsque le générateur du GRB a laissé une enveloppe de matière éjectée, la lumière du GRB va d'abord sonder cette matière éjectée et ses conditions physiques. Ensuite, elle peut sonder la région de formation d'étoiles ou la (proto-)galaxie où l'événement s'est produit, et enfin la partie concernée de la toile cosmique ou ses nœuds où réside la galaxie.

Dans chaque région, les raies d'absorption nous permettront d'étudier les abondances relatives des éléments. Combinées aux modèles de nucléosynthèse de plusieurs types d'étoiles et à l'évolution des environnements correspondants, elles révéleront comment, où et quand les premiers métaux se sont formés.

X-IFU est bien adapté à de telles études. Les décalages vers le rouge élevés des GRBs considérés ici déplaceront les lignes métalliques les plus importantes vers la bande autour et en dessous de l'énergie de 1 keV, où la résolution spectrale est suffisamment élevée et la surface efficace maximale. Combiné à un déplacement assez rapide vers la cible, il garantira un excellent spectre diagnostique de haute qualité.

• Objectif scientifique associé (MDSO) : "Astrophysique multi-messagers"

Vents et écoulements induits par les AGN et la formation d'étoiles

Le lien étroit entre un trou noir supermassif central (SMBH) et les propriétés de sa galaxie hôte nécessite des mécanismes de rétroaction autorégulés reliant différentes échelles spatiales, depuis les régions les plus internes dominées par la gravité du SMBH jusqu'aux plus grandes échelles galactiques au-delà de l'influence gravitationnelle du SMBH. Les flux de gaz sous forme de vents énergétiques et de jets sont susceptibles de jouer un rôle crucial dans ce processus.

Les écoulements ultra-rapides entraînés par les noyaux actifs de galaxie (AGN) peuvent potentiellement être à l'origine de vents à grande échelle et fournir ce lien. Les phénomènes liés aux étoiles sont également connus pour entraîner des vents galactiques par lesquels l'énergie et les métaux sont distribués dans les galaxies. Les modèles théoriques et les simulations numériques actuels identifient les écoulements galactiques comme des éléments clés de la croissance et de l'évolution des galaxies et des trous noirs, et une compréhension complète des écoulements alimentés par les AGN et par la formation d'étoiles, ainsi que de leur interaction, est indispensable.

Étudier exactement si, comment et où la grande quantité d'énergie transportée par les flux sortants alimentés par les AGN est effectivement transportée de l'échelle subparsec à l'échelle kiloparsec est l'un des principaux défis dans ce domaine. L'interaction de ces flux avec le milieu environnant, l'interaction entre les AGN et les processus stellaires dans la formation des vents galactiques, et même le(s) mécanisme(s) de lancement des flux sortants des AGN sont encore largement inconnus.

Les observatoires actuels de rayons X ont commencé à rassembler une vue de base des flux sortants ultra-rapides des AGN. Le X-IFU permettra de faire un gigantesque pas en avant grâce à des mesures extrêmement précises dans un échantillon représentatif et statistiquement riche d'AGN locaux et de galaxies à formation d'étoiles. Ces mesures fourniront des contraintes physiques strictes sur le contenu massique, l'énergétique, la dynamique et les échelles de temps intrinsèques des flux sortants, clarifiant ainsi leur mécanisme de lancement ultime et leur contribution à la rétroaction à grande échelle, tout en fournissant des modèles cruciaux pour l'interprétation des relevés à grand décalage vers le rouge.

X-IFU permettra de résoudre spatialement et de cartographier spectralement les principales composantes de l'émission nucléaire et de l'émission X étendue dans les galaxies actives proches (par exemple, AGN et galaxies infrarouges lumineuses/ultra-lumineuses), ce qui nous permettra de sonder directement l'interaction entre l'AGN et la formation d'étoiles dans la bande de fréquences des rayons X.

• Objectif scientifique associé (MDSO) : Déterminer comment les flux sortants sont éjectés autour des trous noirs supermassifs et comment ils influencent l'évolution des galaxies depuis le Midi Cosmique"

Les spins des trous noirs supermassifs

Un trou noir est un endroit de l'espace-temps où la gravité est si forte que même la lumière ne peut s'en échapper. Il est entièrement décrit par deux paramètres, sa masse et son spin. S'il existe plusieurs moyens de déterminer la masse (par exemple, l'effet de lentille gravitationnelle), la mesure du spin est fondamentalement plus compliquée, car elle n'influence que l'espace-temps immédiat entourant le trou noir. Malgré ce champ d'influence restreint, le spin des trous noirs supermassifs (SMBH) est un ingrédient clé dans l'étude de phénomènes de grande ampleur tels que l'éjection de jets puissants à partir de la matière accrétée autour du trou noir.

Le principal effet de la rotation du trou noir sur le gaz dans son voisinage est qu'elle détermine la distance à laquelle le disque d'accrétion peut s'étendre. Un trou noir en rotation rapide entraîne l'espace-temps avec lui et permet au disque d'accrétion de s'approcher beaucoup plus près de son bord extérieur, appelé horizon des événements, que dans le cas d'un trou noir sans rotation. Le rayonnement de la source primaire de rayons X, la couronne chaude, est réfléchi par la partie interne du disque d'accrétion et est déformé par les effets de flexion de la lumière, l'effet Doppler et le décalage gravitationnel vers le rouge. Comme ces effets augmentent à mesure que le disque se rapproche de l'horizon des événements, le spectre de réflexion observé est de plus en plus déformé et décalé vers le rouge lorsque la rotation du trou noir est plus rapide (voir la figure pour une illustration).

Dans le cas des SMBH, une telle réflexion déformée par des effets relativistes est régulièrement détectée, par exemple, dans les galaxies de Seyfert à ligne étroite. Les principaux obstacles à des mesures fiables du spin d'un SMBH sont l'absorption par un vent fortement ionisé et l'obscurcissement partiel par les nuages qui modifient fortement le spectre réfléchi.

Grâce à sa résolution énergétique supérieure, X-IFU pourra de manière systématique et avec facilité distinguer ces flux absorbés du spectre de réflexion intrinsèque provenant juste à l'extérieur de l'horizon des événements du trou noir. Combiné à la grande surface de collecte du miroir de NewAthena, X-IFU permettra donc d'obtenir des estimations de spin très robustes.

• Objectif scientifique associé (MDSO) : "Déterminer la localisation et la nature de la source primaire de rayons X et son lien avec les mécanismes internes d'accrétion/éjection dans les AGN et les objets compacts stellaires"