PSO J334.2028+01.4075

Des observations du télescope spatial Chandra de PSO J334+01 ont été effectuées en raison des variations périodiques de la luminosité du quasar. Les simulations, basées sur les observations de Chandra, montrent les morphologies de disque d'accrétion attendues pour les systèmes binaires.

Il peut exister une cavité, une région interne du disque d'accrétion qui est principalement vide et l'émission est décalée vers le bleu. Il est aussi possible que le système soit composé de minidisques, où il y a une accrétion substantielle d'un disque binaire sur un ou les deux membres d'une binaire, chacun avec son propre système d'accrétion à disque mince chauffé par choc.

L'émission de rayons X de PSO J334+01 est incompatible avec le scénario de cavité. De plus, les observations multi-spectrales sont typiques des caractéristiques des quasars non doubles, ce qui est incompatible avec le scénario du minidisque. D'autres analyses soulignent davantage la similitude de PSO J334+01 par rapport aux quasars normaux. Sur les observations multi-longueurs d'onde, il n'existe aucune preuve soutenant le PSO J334+01 en tant que système binaire, bien que l'analyse reste insensible à certaines configurations pour les quasars doubles[1].

L'évolution classique des galaxies prédit la fusion des galaxies permettant aux trous noirs supermassifs centraux de s'assembler en systèmes binaires de noyaux galactiques actifs. La fusion des galaxies peut constituer une avenue possible de croissance pour les trous noirs centraux, et on s'attend à ce qu'elle se termine par la fusion des deux trous noirs à la suite de l'émission d'ondes gravitationnelles. Le nouveau trou noir, ainsi formé à la suite d'une fusion, aura une masse et une vitesse de rotation différente et pourrait être expulsé de sa galaxie hôte fusionnée.

En tant que sources puissantes d'ondes gravitationnelles, les trous noirs supermassifs binaires sont des systèmes importants à étudier. Le processus de fusion des trous noirs peut être divisé en phases distinctes. Les phases originales présentées ici sont : la phase de fusion des galaxies, où les deux trous noirs centraux se rapprochent vers le centre et une paire de trous noirs liés se forme avec un grand demi-grand axe ; la phase finale de parsec, où le système binaire du trou noir peut être séparé par environ 1 pc (∼3,26 a.l.), et peut créer un vide d'étoiles autour de lui, suite à l'éjection de toutes les étoiles dans son voisinage. Cette phase est appelée le problème parsec final et de nombreuses solutions potentielles ont été théorisées ; la phase d'accrétion binaire, où l'accrétion binaire est attendue du fait que la taille typique du disque d'accrétion est supérieure à la séparation binaire a, et les disques d'accrétion commencent à fusionner ; la phase des ondes gravitationnelles, où la binaire est suffisamment rapprochée pour que le mouvement des deux trous noirs puisse créer de fortes ondes gravitationnelles, jusqu'à que les deux trous noirs fusionnent et, la dernière phase, la phase d'après fusion, où le nouveau trou noir a une masse et une vitesse de rotation différentes, conduisant éventuellement à un vitesse résultante suffisamment importante pour déplacer ou éjecter le trou noir du centre de la galaxie.

Les systèmes binaires sont généralement définis comme une paire de quasars avec des séparations à l'échelle du kiloparsec. Un tel système devient impossible à résoudre avec le télescope Chandra au-delà d'une distance de 4 ± 1 Mpc (∼13 millions d'a.l.). Par exemple, le candidat de système binaire le plus proche identifié à l'aide de deux sources ponctuelles est NGC 3393 avec une séparation projetée de 150 ± 0,6 pc (∼489 a.l.). Cependant, cette source a été contestée comme potentiellement fausse.

Ainsi, de nombreuses techniques de détection indirecte ont été développées pour rechercher des signes de systèmes binaires. Une de ces méthodes consiste à rechercher la variabilité périodique de luminosité via des observations ultraviolettes, optiques et infrarouges, résultat possible de l'observation d'un disque binaire. Peut-être le cas le plus fort d'un système binaire candidat, OJ 287, a été identifié par sa luminosité variable et a présenté des explosions optiques régulières sur une période d'environ 12 ans. Cependant, OJ 287 n'est pas le système binaire typique, car les fluctuations de sa courbe de luminosité ont été modélisées comme un trou noir secondaire interceptant périodiquement le disque d'accrétion du trou noir primaire. Un tel modèle peut résulter d'une configuration où il existe un désalignement important entre le plan orbital du trou noir secondaire et le plan du disque d'accrétion du trou noir primaire[1].

D'autres quasars ont été identifiés comme de possibles binaires via des techniques similaire à celles utilisées pour OJ 287, et parmi cela se trouve PSO J334.2028+01.4075. PSO J334+01 a été identifié comme un système binaire potentiel basé sur des variations périodiques de sa luminosité sur une période de ∼542 jours, correspondant à une séparation, entre les deux trous noirs, d'environ 0,006 pc (∼0,019 6 a.l.). Cependant, en 2016, Chris Vaughan a montré que les données présentées sur PSO J334+01 ne sont pas assez solides pour supporter un système binaire. Plus précisément, il constate que les variations sont difficiles à distinguer d'un processus stochastique (bruit rouge) lorsque le nombre de cycles observés est inférieurs à 2, et qu'au moins ∼5 variations sont nécessaires, à être observées, pour confirmer une véritable tendance périodique de la luminosité de PSO J334+01. Pourtant, la véritable nature de PSO J334+01 reste incertaine. Une couverture récente du Very Large Array et du Very Long Baseline Array soutient en outre que le PSO J334+01 est un système de trou noir binaire, car le quasar s'est avéré être dominé par des lobes radio avec une structure torsadée, résultat possible d'un jet en rotation, montrant que le quasar émetteur du jet tourne autour d'un autre astre très massifs[1].

PSO J334+01 a d'abord été ciblé comme candidat binaire basé sur la variation périodique de sa luminosité par des chercheurs du Catalina Real-time Transient Survey[3]. Le noyau radio du quasar s'est avéré avoir un angle de position d'allongement tordu de 39° par rapport à l'allongement mesuré par le Very Large Array sur des échelles de kiloparsecs. De telles torsions ont été observées dans 3C 207, en raison du mouvement orbital associé aux systèmes binaires. Cependant, si l'axe du jet est proche de notre ligne de visée, les angles des jets peuvent apparaître amplifiés comme projetés sur le plan du ciel. Un tel scénario peut être pertinent pour le PSO J334+01, qui a été identifié comme un quasar de type I via des lignes élargies de carbone et de magnésium ionisé.

• (en) PSO J334.2028+01.4075 sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
• (en) PSO J334.2028+01.4075 sur la base de données NASA/IPAC Extragalactic Database.