Discovery of a star sensitive to the spin of Sgr A*

Résumé technique : Découverte d'une étoile sensible au spin de Sgr A*

Problématique et contexte
Le trou noir supermassif (MBH) Sgr A* au centre de la Voie lactée est le trou noir massif le plus proche, offrant un laboratoire unique pour tester la relativité générale. Bien que les orbites d'étoiles comme S2 aient permis de mesurer la masse centrale avec une précision sub-percent et de confirmer les effets relativistes d'ordre $\beta^2 = (v/c)^2$ (décalage vers le rouge gravitationnel, effet Doppler transverse et précession de Schwarzschild), la mesure du spin du trou noir reste un défi important. Les effets induits par le spin (précession de Lense-Thirring) apparaissent à l'ordre $\beta^3$ et décroissent en $r^{-3}$, ce qui les rend difficiles à détecter pour les étoiles ayant de grands distances de péricentre. L'instrumentation actuelle nécessite des séries temporelles prohibitives pour détecter les effets de spin à l'aide d'étoiles connues comme S2. L'article répond à la nécessité d'une particule test possédant un péricentre suffisamment petit ($r_p$) pour rendre le spin de Sgr A* mesurable en une décennie.

Méthodologie
L'étude utilise les données d'interférométrie proche infrarouge de l'instrument GRAVITY sur le Very Large Telescope (VLT) de l'Observatoire Européen Austral.

• Observations : Des observations régulières de l'arc seconde central autour de Sgr A* ont été menées entre 2017 et 2025, totalisant environ 80 à 100 heures par an.
• Analyse des données : L'équipe a employé deux méthodes d'analyse principales :
  1. Ajustement de modèle (Model Fitting) : Ajustement de modèles de sources connues pour extraire les positions et les flux.
  2. Reconstruction d'image : Utilisation du code GRAVITY-RESOLVE (GR) pour effectuer l'inversion de Fourier des visibilités complexes en images. Cette méthode, combinée à des algorithmes classiques comme CLEAN, permet l'identification de sources faibles et auparavant inconnues.
• Détermination de l'orbite : Les positions astrométriques de la nouvelle étoile découverte, S301, ont été mesurées par rapport à Sgr A*. Une orbite képlérienne préliminaire a été ajustée par minimisation du $\chi^2$, incorporant les effets relativistes de l'ordre $\beta^2$ (délai de Rømer et précession de Schwarzschild) cohérents avec le modèle utilisé pour S2. En raison de l'absence de données de vitesse radiale, deux solutions dégénérées pour l'orientation 3D de l'orbite existent, bien que les éléments orbitaux ($a$, $e$, $P$) restent cohérents.
• Prévision de la sensibilité au spin : Les auteurs ont réalisé des analyses de données fictives (mock data) combinant l'astrométrie actuelle avec des observations futures simulées (jusqu'en 2035) pour prévoir la détectabilité de la précession de Lense-Thirring. Ils ont également modélisé les perturbations Newtoniennes provenant d'un amas de trous noirs de masse stellaire pour évaluer leur impact sur les mesures de spin.

Résultats clés

• Découverte de S301 : L'équipe a découvert une étoile de la séquence principale de faible luminosité, S301, avec une magnitude en bande K de $m_K = 19,3 \pm 0,3$.
• Paramètres orbitaux : S301 suit une orbite de 8,7 ans, établissant un nouveau record pour la période orbitale la plus courte connue autour de Sgr A*. L'orbite est hautement excentrique ($e \approx 0,983$), ce qui se traduit par une distance de péricentre de $r_p \approx 136\text{--}142 R_S$ (rayons de Schwarzschild). C'est environ dix fois plus proche de l'horizon des événements que le péricentre de S2.
• Vitesse relativiste : Au péricentre, S301 atteint des vitesses de $\approx 25\,000$ km/s ($\approx 8,5\%$ de la vitesse de la lumière).
• Caractérisation stellaire : Sur la base de sa luminosité et des diagrammes d'évolution, S301 est identifiée comme une étoile de la séquence principale de type F1.5 avec une masse $\lesssim 1,5 M_\odot$ et un rayon de $\sim 1,4\text{--}1,6 R_\odot$. Cette classification implique que l'étoile est suffisamment petite pour éviter la disruption tidale à son péricentre actuel.
• Sensibilité au spin : La faible distance de péricentre rend S301 sensible au spin de Sgr A*. Pour un trou noir tournant au maximum ($\chi=1$), la précession de Lense-Thirring contribue à $\approx 0,11^\circ$ par révolution (selon l'orientation du spin). Les auteurs estiment qu'avec l'instrumentation actuelle et prévue (incluant GRAVITY+ et la spectroscopie future de l'ELT), une mesure directe du paramètre de spin $\chi$ avec une incertitude $< 0,2$ est réalisable en une décennie.
• Origine : L'excentricité extrême et la période courte suggèrent que S301 est la composante capturée d'un système binaire compact perturbé par le MBH via le mécanisme de Hills. La binaire progénitrice avait probablement un demi-grand axe de $\sim 0,1$ UA.

Signification et affirmations
L'article affirme que S301 constitue la première et actuellement la seule voie pratique pour mesurer le spin de Sgr A* en utilisant la dynamique stellaire. Contrairement aux autres étoiles S connues, qui sont insensibles au freinage de l'espace-temps (frame-dragging) sur des échelles de temps observables en raison de distances de péricentre plus grandes, l'orbite de S301 permet la détection des effets de l'ordre $\beta^3$ dans un délai raisonnable.

Les auteurs précisent que si l'ensemble de données actuel est cohérent avec la relativité générale au niveau 1PN, le suivi à long terme de S301 offre une voie pour :

1. Contraindre directement le paramètre de spin de Sgr A*.
2. Renforcer les contraintes sur les déviations de la relativité générale (par exemple, les paramètres PPN en champ fort).
3. Tester éventuellement le théorème de la calvitie de Kerr en contraignant le moment quadripolaire du trou noir.

L'article note modestement que bien que les perturbations Newtoniennes d'un amas stellaire existent, les signatures temporelles et spatiales distinctes de l'effet de Lense-Thirring (concentrées près du péricentre) par rapport aux perturbations stellaires (dominantes près de l'apocentre) offrent une avenue prometteuse pour démêler ces effets. La découverte fournit également une image auto-cohérente du mécanisme de Hills peuplant l'amas interne d'étoiles S.