Trou noir

Historique

1783-1796: Michell et Laplace énoncent la première notion de trou noir newtonien ( en se servant des lois de Newton de la gravitation). Début du XXème: Einstein expose les lois de la relativité restreinte, puis celle de la réalité generale; ainsi que le concept de dualité onde-corpuscule (base de la mécanique quantique)

1916: Schwarzchild trouve une solution de l'équation de champ d'Einstein qui, plus tard, décrira les trous noirs de charge nulle et sans rotation. Il calcula la distortion du temps et le rayon minimal sous lequel le rayonnement et piégé par la matière.

1939: Oppenheimer étudie l'effondrement d'une étoile de grande masse et en déduit que ce phénomène est relatif à la position de l'observateur. Il établit avec Volkoff la limite Oppenheimer-Volkoff ( environ égale à trois masses solaires) à partir de laquelle une étoile effondrée devient un trou noir.

1963: Kerr découvre l'ensemble des solutions des équation d'Einstein, ce qui permet de décrire les trous en rotation.

1964: Age d'or de l'étude des trous noirs.

1965-1970: d'après la relativité générale, Penrose et Hawking montrent qu'il doit y avoir une singularité de densité infinie à l'intérieur d'un trou noir ainsi qu'une courbure de l'espace temps.

1966: Zeldovitch et Novikov ont l'idée de rechercher les systèmes binaires.

1967: Wheeler invente l'expression "trou noir".

1970: Bardeen souligne que la présence d'accrétion de gaz indique probablement que les trous noirs typiques tournent très rapidement. Hawking trouve l'idée d'horizon absolu d'un trou noir et démontre que cette surface ne peut qu'augmenter.

1971: Hawking montre que les trous noirs primordiaux ( les plus petits ) ont pu se former lors du big bang.

1972: Bekenstein suppose que la surface de l 'horizon n'est que l'entropie déguisée. Hawking est farouchement opposé à cette théorie.

1973: Press et Teukolsky prouvent que les vibrations d'un trou noir qui tourne sont permanente et ne s'intensifient pas aux dépens de l'énergie de rotation du trou noir.

1974: Hawking montre que tous les trous noirs rayonnent comme s'ils possédaient une température et qu'ils s'évaporaient. Puis il s'accorde avec la théorie émise par Bekenstein en 1972.

1975: Chandrasekhar met au point une description mathématique des perturbations des trous noirs.

1978: Mise en orbite du premier télescope à rayons X, nommé Einstein.

1991: D'aprés Ori, dans un vieu trou calme, les objets tombant ne sont pas beaucoup transformés par les forces de marée, avant de croiser la singularité quantique.

Définition

En astrophysique, les trous noirs sont des objets tellement denses que même la lumière ne peut échapper à leur champ de pesanteur. En effet, la vitesse de libération y dépasse la vitesse de la lumière. On pense qu'ils résultent de l'effondrement gravitationnel d'objets astronomiques d'au moins 1,44 fois la masse solaire. Les observations astronomiques suggèrent que le centre de la plupart des galaxies, y compris notre propre voie lactée, contiennent des trous noirs supermassifs contenant des millions de milliards de masses solaires.

Fichier:M87 blackhole hubble.jpg
Le noyau de la galaxie M87, où l'on pense qu'il existe un trou noir supermassif. Image prise par le télescope spatial Hubble.

L'existence des trous noirs est prédite par la théorie de la relativité générale d'Einstein. En particulier, ils sont décrits par la métrique de Schwarzschild, la première et la plus simple des solutions aux équations d'Einstein et trouvée par Karl Schwarzschild en 1915. Cette solution décrit la courbure de l'espace-temps à proximité d'un objet statique et sphériquement symétrique.

Selon la solution de Schwarzschild, les objets gravitant autour d'un trou noir doivent s'effondrer dans celui-ci si leur orbite passe à l'intérieur d'un volume dont le rayon est une distance caractéristique, connue sous le nom de rayon de Schwarzschild. En-deçà de cette distance, l'espace-temps est tellement courbé que toute chose, la matière comme la lumière, sera inéluctablement attirée vers le centre du trou noir, et ceci indépendamment de sa direction. Une singularité gravitationnelle, c'est-à-dire une région de densité théoriquement infinie, se forme alors en cet endroit. Puisque même la lumière ne peut s'en échapper, un trou noir classique semblerait vraiment noir et devrait donc être invisible dans l'espace. En pratique, cela n'est pas tout a fait vrai, dans la mesure où la matière qui se précipite dans un trou noir sous l'effet de son attraction gravitationnelle se désintègre en particules primitives en raison des pressions qu'elle subit au-delà du rayon de Schwarzschild : ce processus émet ainsi de l'énergie dont une partie est détectable avec les instruments astronomiques actuels. D'autre part, comme d'autres objets astronomiques massifs, les trous noirs détournent la lumière par leur puissant champ gravitationnel : les effets de telles lentilles gravitationnelles sont également une manière de les détecter.

Le rayon de Schwarzschild est défini ainsi :

$r_{s}={2GM \over c^{2}}$

où G est la constante de gravitation, M la masse du trou noir et c la vitesse de la lumière.

Le rayon de Schwarzschild d'un objet de la masse de la Terre est de seulement 9 millimètres. Puisque le rayon moyen de la Terre est d'environ 6371 kilomètres, la Terre devrait être comprimée jusqu'à atteindre 4×10²⁶ fois sa densité courante avant de pouvoir s'effondrer en un trou noir. Pour un objet de la masse du soleil, le rayon de Schwarzschild est d'environ 3 kilomètres, ce qui est bien inférieur aux 700 000 kilomètres du rayon actuel du soleil. Le rayon de Schwarzschild du soleil est également sensiblement plus petit que le rayon que le soleil aura après avoir épuisé son carburant nucléaire, soit plusieurs milliers de kilomètres. Des étoiles plus massives peuvent cependant s'effondrer en trous noirs à la fin de leur vie.

Il existe d'autres types de trous noirs, correspondant à d'autres solutions aux équations d'Einstein, telles que la métrique de Kerr pour un trou noir en rotation. La généralisation du rayon de Schwarzschild s'appelle l'horizon d'événement ou horizon évenementiel.

Selon certaines théories sujettes à débat, il existerait des trous blancs qui seraient l'opposé des trous noirs, rejetant de la matière en permanence. D'autres théories encore plus controversées postulent que l'on pourrait traverser un trou noir et émerger ailleurs (dans le même univers voire dans un autre).

Formation des trous noirs

Les trous noirs sont créés lors de l'effondrement gravitationnel des étoiles supermassives. Quand une étoile a épuisé son carburant nucléaire, l'équilibre entre la gravité et la pression de radiation est rompu et elle s'effondre. Si la masse de l'étoile est environ trois fois plus grande que la masse du soleil, l'effondrement ne peut pas être arrêté par la pression de dégénérescence des électrons (naine blanche) ou des neutrons (étoile à neutrons), et un trou noir est créé (voir l'évolution stellaire).

Au lieu de s'effondrer sur eux-mêmes sous l'effet de leur propre masse, des trous noirs pourraient également être créés par compression de matière causée par une pression externe extrême. De tels trous noirs s'appellent des trous noirs primordiaux. On pense que les énormes pressions nécessaires pour créer les trous noirs primordiaux pourraient avoir existé au tout début de l'univers, lors du Big Bang. Ces trous noirs pourraient avoir des masses plus petites que celle du soleil.

Observation des trous noirs

Il y a actuellement beaucoup d'indices qui permettent de localiser des trous noirs. Ces observations concernent deux types de trous noirs: ceux ayant la masse d'une étoile typique (4 à 15 masse solaire), et ceux ayant la masse d'une galaxie typique : les trous noirs supermassifs. Ces indices ne sont pas des observations directes mais découlent du comportement des étoiles et d'autres objets (constitués de matière) existant à proximité. On n'a pas encore observé le troisième type de trou noir, les trous noirs primordiaux.

Dans le cas d'un trou noir de taille stellaire, la matière peut provenir d'une étoile compagne, qui attirée par la gravité du trou noir produit autour de celui-ci un disque d'accrétion et de grandes quantités de rayons X.

On pense que des trous noirs de 10 à 100 milliards masses solaires ont été trouvés au sein de noyaux galactiques actifs (AGN), en utilisant la radioastronomie et l'astronomie rayons X. On croit actuellement que de tels trous noirs supermassifs existent au centre de la plupart des galaxies, y compris notre propre voie lactée, en effet, Sagittarius A est maintenant considéré comme le candidat le plus plausible pour l'emplacement d'un trou noir supermassif au centre de la voie lactée.

Les trous noirs sont également les principaux candidats pour les objets astronomiques qui émettent de très grandes quantités d'énergie tels que les quasars et les sursauts gamma.

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