M87 est une grande galaxie elliptique située à environ 53 millions d’années-lumière de la Voie lactée qui est, elle, une galaxie spirale. On sait depuis 1918, grâce à l’astronome Heber Curtis, que cette galaxie est associée à une structure linéaire qui sera interprétée plus tard comme un jet de matière par les astronomes Baade et Minkowski (1954). Le jet est vu comme une source radio brillante nommée Virgo A ou 3C 274, qui s’étend jusqu’à plus de 200.000 années-lumière. Il est également bien étudié dans les bandes de rayons X, gamma et visible. La base du jet lui-même dans M87 est associée à une source radio compacte. Ces sources radio compactes sont supposées être les signatures de trous noirs supermassifs et celui de cette galaxie a été baptisé M87* par analogie avec le trou noir supermassif de la Voie lactée Sagittarius A* alias Sgr A*.Ces images d’artiste montrent un plongeon vers la bulle de gaz chaud au cœur de M87 contenant son trou noir supermassif avec les jets de matière qu’il produit. Contenant environ 6,5 milliards de fois la masse du Soleil, il est entouré par un disque d’accrétion où le champ de gravitation produit des mouvements rapides de la matière qui s’échauffe à cause des forces de viscosité dans le disque. La gravité produit donc indirectement un chauffage particulièrement intense de sorte que le gaz devient ionisé et se comporte comme un plasma à très hautes températures qui rayonne d’autant plus que ces températures sont élevées, et elles augmentent en s’approchant de M87*. Des effets complexes de magnétohydrodynamique des plasmas turbulents en espace-temps courbe, qui plus est ici avec un trou noir de Kerr supposé et en rotation, accélèrent alors des particules formant les jets observés.Des simulations qui collent aux observations de M87*Le trou noir lui-même n’émet pas de lumière et il est bien trop froid pour émettre du rayonnement Hawking (dont la température est inversement proportionnelle à la masse du trou noir émetteur). Contrairement au cas newtonien où des orbites stables peuvent exister pour une vitesse suffisamment élevée, ce n’est pas le cas pour un trou noir décrit par la relativité générale et il existe donc une distance minimale pour que des particules de matière ou des grains de lumière puissent ne pas tomber inexorablement en cas de légères perturbations vers le trou noir.Lorsque la chute se produit, les forces de frottement disparaissent pour le plasma qui devient moins chaud et donc moins brillant par contraste. Les photons, les grains de lumière, se déplacent selon des rayons lumineux fortement courbés proche du trou noir (et peuvent même repartir dans la direction opposée à leur arrivée) représentés dans l’animation ci-dessus. Il existe alors ce qui est appelée une sphère de photons et qui représente la limite de stabilité de l'orbite des photons. S’ajoutent aussi des effets de lentille gravitationnelle et d’entraînement des photons, comme des particules de matière, par la rotation du trou noir de Kerr dans ce qui est appelée son ergosphère.Au final, la région brillante est une combinaison des limites sur la sphère de photons et de la région avec des orbites stables dans le disque d’accrétion chaud. L’horizon des évènements est très probablement plus petit que la limite de la région brillante dont le rayon est probablement aussi de l’ordre de quelques fois le fameux rayon de Schwarzschild de cet horizon.De nombreuses simulations de l’aspect de la région brillante autour de M87* ont été faites. Des images ont été obtenues qui tiennent compte de la résolution plus faible du radiotélescope virtuel de la collaboration Event Horizon Telescope (EHT), l’accord avec l’image révélée le 10 avril 2019 par ses membres est excellent.© ESO, Nicolle R. Fuller/NSF pour l'animation
