| Resumé |
Cette thèse porte sur la recherche de contreparties électromagnétiques à la fusion de trous noirs supermassifs lors des premiers stades de leur coalescence. Les deux trous noirs sont gravitationnellement liés mais encore suffisamment éloignés pour que l'on puisse supposer l'existence d'un disque d'accrétion, au moins autour du plus massif. Ces systèmes émettent des ondes gravitationnelles qui pourraient être observées par les futurs détecteurs tel que les Pulsar Timing Arrays ou l'interféromètre LISA. Ces systèmes ne peuvent être résolus par les observations électromagnétiques. Leur étude via des simulations numériques est donc essentielle pour identifier des signatures observationnelles qui les distinguent des noyaux actifs de galaxie isolés. La première partie de mon travail de thèse a porté sur l'étude de l'impact gravitationnel du trou noir compagnon sur le disque d'accrétion du trou noir primaire. Le trou noir compagnon orbite à l'extérieur du disque d'accrétion. Son influence gravitationnelle est donc plus importante dans les régions externes du disque, où les effets relativistes dus au trou noir central sont faibles. L'étude du disque d'accrétion peut donc se faire dans le régime classique, avec les équations de l'hydrodynamique. Nous avons utilisé le code AMRVAC (Keppens et al., 2012; van der Holst et al., 2012). Le disque d'accrétion et le plan orbital de la binaire ont tendance à être alignés, de sorte que les équations de l'hydrodynamique peuvent être résolues en deux dimensions. Le potentiel de Paczynski-Wiita (1980) est utilisé pour décrire l'influence du trou noir central sur son disque d'accrétion afin de simuler le disque jusqu'au bord interne. Les simulations ont été réalisées avec différentes valeurs de séparation orbitale (entre 250 Rs et 3000 Rs, où Rs est le rayon de Schwarzschild du trou noir central) et de rapport de masse (entre 1e-4 et 1) pour explorer différents systèmes binaires. Ces simulations ont établi que l'influence gravitationnelle du trou noir compagnon tronquent les parties externes du disque, qu'une onde spirale à deux bras apparait dans le disque, et que la forme globale du disque devient elliptique. L'influence des paramètres orbitaux de la binaires sur la valeur du bord externe du disque et la spirale sont discutés. La seconde partie de ma thèse a porté sur l'impact des ces trois effets sur la raie en émission K-alpha du fer. Je n'ai eu le temps d'étudier que la troncature des parties externes du disque. La raie K-alpha du fer est une raie d'émission caractéristique du spectre en rayons X des galaxies de type Seyfert. Elle est émise par fluorescence dans le disque d'accrétion illuminé par une source de rayons X généralement appelée la couronne. Les effets relativistes liés au trou noirs central élargissent cette raie. Ils sont pris en compte par une métrique de Schwarzschild (1916) pour décrire l'espace-temps. Comme dans l'étude menée par Hartnoll and Blackman (2000, 2001, 2002), les paramètres des géodésiques sont calculés grâce à un développement au premier ordre des équations associées à chaque photon. Cette approximation est utilisable dans notre étude car les effets étudiés sont situés dans les parties externes du disques. L'illumination du disque par la source de rayons X est prise en compte par le modèle du Lamppost, largement utilisé dans la littérature. Les profiles théoriques de la raie du fer sont dégénérés pour différentes configurations (rayon des bords interne et externe, inclinaison du disque par rapport à l'observateur·ice, distance entre le trou noir central et la couronne). Différentes valeurs de l'angle inclinaison et de la distance entre la couronne et le trou noir sont prises en compte pour étudier l'impact de la valeur du rayon externe du disque sur le profile de la raie. Les profiles sont comparés à celui émis par un disque non tronqué pour établir une manière d'identifier la troncation du disque, et par cela la présence d'un trou noir compagnon. |