Mystérieux trous noirs

En raison de l’intérêt relativement récent pour la création de films de vulgarisation scientifique sur le thème de l’exploration spatiale, les spectateurs d’aujourd’hui ont entendu parler de phénomènes tels que la singularité, l’antigravité, la matière noire ou le trou noir. Cependant, les films ne révèlent évidemment pas toute la nature de ces phénomènes, et déforment même parfois les théories scientifiques construites pour plus d’effet. C’est pourquoi la compréhension de ces phénomènes par de nombreuses personnes modernes est soit très superficielle, soit complètement erronée. L’une des solutions à ce problème est cet article, dans lequel nous tenterons de comprendre les résultats des recherches existantes et de répondre à la question : qu’est-ce qu’un trou noir ?

Origine de la théorie du trou noir

En 1784, le prêtre et naturaliste anglais John Michell a mentionné pour la première fois dans une lettre adressée à la Royal Society un corps massif hypothétique exerçant une attraction gravitationnelle si forte que sa vitesse dans l’espace dépasserait celle de la lumière. La seconde vitesse spatiale est la vitesse nécessaire à un objet relativement petit pour vaincre l’attraction gravitationnelle d’un corps céleste et se déplacer au-delà d’une orbite fermée autour de ce corps. Selon ses calculs, un corps ayant la densité du Soleil et un rayon de 500 rayons solaires aurait à sa surface une vitesse du second espace égale à la vitesse de la lumière. Dans ce cas, même la lumière ne quitterait pas la surface d’un tel corps, qui ne ferait donc qu’absorber la lumière entrante et resterait invisible pour l’observateur — une tache noire sur le fond de l’espace sombre.

Cependant, le concept de corps supermassif, proposé par Michell, n’a pas suscité beaucoup d’intérêt jusqu’aux travaux d’Einstein. Rappelons que ce dernier a défini la vitesse de la lumière comme la vitesse ultime de transmission de l’information. De plus, Einstein a étendu la théorie de la gravitation à des vitesses proches de la vitesse de la lumière (OTO). Dès lors, il n’était plus pertinent d’appliquer la théorie newtonienne aux trous noirs.

Modèle interactif de trou noir (s’ouvre dans une nouvelle fenêtre)

Équation d’Einstein a

L’application de la GR aux trous noirs et la résolution des équations d’Einstein ont permis de mettre en évidence les principaux paramètres d’un trou noir, qui ne sont que trois : la masse, la charge électrique et la quantité de mouvement. Il convient de noter la contribution importante de l’astrophysicien indien Subramanian Chandrasekar, qui a rédigé une monographie fondamentale intitulée «Mathematical theory of black holes» (théorie mathématique des trous noirs).

Ainsi, la solution des équations d’Einstein est représentée par quatre variantes pour quatre types possibles de trous noirs :

• BH sans spin et sans charge — la solution de Schwarzschild. L’une des premières descriptions d’un trou noir (1916) utilisant les équations d’Einstein, mais sans tenir compte de deux des trois paramètres du corps. La solution du physicien allemand Karl Schwarzschild permet de calculer le champ gravitationnel externe d’un corps massif sphérique. La particularité du concept de BH du scientifique allemand consiste en la présence de l’horizon des événements et de la singularité qui se cache derrière. Schwarzschild a également été le premier à calculer le rayon gravitationnel, qui a reçu son nom, définissant le rayon de la sphère sur laquelle se situerait l’horizon des événements pour un corps d’une masse donnée.
• Trou noir sans rotation avec charge — la solution de Reisner-Nordström. Cette solution, proposée en 1916-1918, tient compte d’une éventuelle charge électrique du trou noir. Cette charge ne peut être aussi grande que souhaitée et est limitée par la répulsion électrique qui en résulte. Cette dernière doit être compensée par l’attraction gravitationnelle.
• BH avec rotation et sans charge — solution de Kerr (1963). Un trou noir de Kerr en rotation diffère d’un trou noir statique par la présence de ce que l’on appelle l’ergosphère (à ce sujet et sur d’autres composants d’un trou noir — lire plus loin).
• BH avec rotation et avec charge — solution de Kerr-Newman. Cette solution a été calculée en 1965 et est la plus complète à l’heure actuelle, car elle prend en compte les trois paramètres du trou noir. Cependant, on suppose toujours que, dans la nature, les trous noirs ont une charge insignifiante.

Formation des trous noirs

Première image visuelle directe d’un trou noir supermassif et de son ombre au centre de la galaxie M87

Il existe plusieurs théories sur la formation et l’apparition d’un trou noir, la plus connue étant l’émergence d’un trou noir à la suite de l’effondrement gravitationnel d’une étoile de masse suffisante. Une telle contraction peut mettre fin à l’évolution des étoiles dont la masse est supérieure à trois masses solaires. Une fois les réactions thermonucléaires terminées à l’intérieur de ces étoiles, celles-ci commencent à se comprimer de manière accélérée pour devenir une étoile à neutrons superdense. Si la pression du gaz de l’étoile à neutrons ne peut compenser les forces gravitationnelles, c’est-à-dire si la masse de l’étoile dépasse la limite dite d’Oppenheimer-Volkov, l’effondrement se poursuit, entraînant la contraction de la matière en un trou noir.

Le deuxième scénario décrivant la naissance d’un trou noir est la compression du gaz proto-galactique, c’est-à-dire du gaz interstellaire qui est au stade de la transformation en galaxie ou en amas. Si la pression interne est insuffisante pour compenser les mêmes forces gravitationnelles, un trou noir pourrait naître.

Les deux autres scénarios restent hypothétiques :

• L’émergence d’un BH à la suite du Big Bang — ce que l’on appelle les trous noirs primaires.
• L’émergence d’un trou noir à la suite de réactions nucléaires à haute énergie. Les expériences sur les collisionneurs sont un exemple de ce type de réactions.

Structure et physique des trous noirs

La structure de Schwarzschild d’un trou noir ne comprend que les deux éléments mentionnés précédemment : la singularité et l’horizon des événements du trou noir. Pour parler brièvement de la singularité, nous pouvons noter qu’il est impossible de tracer une ligne droite à travers elle et qu’à l’intérieur de celle-ci, la plupart des théories physiques existantes ne fonctionnent pas. La physique de la singularité reste donc un mystère pour les scientifiques d’aujourd’hui. L’horizon des événements d’un trou noir est une sorte de frontière, au-delà de laquelle un objet physique perd la possibilité de revenir en arrière et «tombe» sans ambiguïté dans la singularité du trou noir.

Concept réaliste d’un disque d’accrétion autour d’un trou noir supermassif

La structure d’un trou noir devient un peu plus compliquée dans le cas de la solution de Kerr, c’est-à-dire en présence d’une rotation du BH. La solution de Kerr implique la présence d’une ergosphère au niveau du trou. L’ergosphère est une certaine région à l’extérieur de l’horizon des événements, à l’intérieur de laquelle tous les corps se déplacent dans le sens de la rotation du trou noir. Cette région n’est pas encore excitante et il est possible de la quitter, contrairement à l’horizon des événements. L’ergosphère est probablement un analogue d’un disque d’accrétion, représentant la matière en rotation autour des corps massifs. Si un trou noir de Schwarzschild statique est représenté par une sphère noire, le trou noir de Kerry, en raison de la présence de l’ergosphère, a la forme d’un ellipsoïde aplati, sous la forme duquel nous avons souvent vu le trou noir dans les dessins, les vieux films ou les jeux vidéo.

Examinons maintenant quelques propriétés des trous noirs, qui intéressent souvent le lecteur :

• Quel est le poids d’un trou noir ? — Le plus grand nombre de données théoriques sur l’émergence d’un trou noir est disponible pour le scénario de son émergence à la suite de l’effondrement d’une étoile. Dans ce cas, la masse maximale d’une étoile à neutrons et la masse minimale d’un trou noir sont déterminées par la limite d’Oppenheimer-Volkov, selon laquelle la limite inférieure de la masse d’un trou noir est de 2,5 à 3 masses solaires. Le trou noir le plus lourd qui ait été découvert (dans la galaxie NGC 4889) a une masse de 21 milliards de masses solaires. Cependant, il ne faut pas oublier les trous noirs quantiques, qui résultent hypothétiquement de réactions nucléaires à haute énergie, comme celles des collisionneurs. La masse de ces trous noirs quantiques, ou autrement dit «trous noirs de Planck», est de l’ordre de la masse de Planck, soit 2-1 0-5 g.
• La taille d’un trou noir. Le rayon minimal d’un BH peut être calculé à partir de sa masse minimale (2,5 à 3 masses solaires). Si le rayon gravitationnel du Soleil, c’est-à-dire la zone où se situerait l’horizon des événements, est d’environ 2,95 kilomètres, le rayon minimal d’un PD de 3 masses solaires serait d’environ 9 kilomètres. Ces tailles relativement petites sont hors normes lorsqu’il s’agit d’objets massifs qui attirent tout ce qui les entoure. Cependant, pour les trous noirs quantiques, le rayon est égal à la longueur de Planck, soit 10 à 35 mètres.
• La densité moyenne d’un trou noir dépend de deux paramètres : la masse et le rayon. La densité d’un trou noir d’une masse de l’ordre de trois masses solaires est d’environ 6-10 26 kg/m³, tandis que la densité de l’eau est de 1000 kg/m³. Cependant, les scientifiques n’ont pas trouvé de trous noirs aussi petits. La plupart des trous noirs détectés ont une masse supérieure à 10 5 masses solaires. Il existe un schéma intéressant selon lequel plus le trou noir est massif, plus sa densité est faible. Dans ce cas, une variation de masse de 11 ordres de grandeur entraîne une variation de densité de 22 ordres de grandeur. Ainsi, un trou noir d’une masse de 1-10 9 masses solaires a une densité de 18,5 kg/m³, soit une unité de moins que la densité de l’or. Et un trou noir d’une masse supérieure à 10 10 masses solaires peut avoir une densité moyenne inférieure à celle de l’air. Sur la base de ces calculs, il est logique de supposer que la formation d’un trou noir n’est pas due à la compression de la matière, mais à l’accumulation d’une grande quantité de matière dans un certain volume. Dans le cas des BH quantiques, leur densité peut être d’environ 10 94 kg/m³.
• La température d’un trou noir dépend aussi inversement de sa masse. Cette température est directement liée au rayonnement de Hawking. Le spectre de ce rayonnement coïncide avec le spectre d’un corps complètement noir, c’est-à-dire un corps qui absorbe tout le rayonnement incident. Le spectre du rayonnement d’un corps complètement noir ne dépend que de sa température, donc la température du BH peut être déterminée à partir du spectre du rayonnement de Hawking. Comme il a été dit plus haut, ce rayonnement est d’autant plus puissant que le trou noir est petit. Le rayonnement de Hawking reste donc hypothétique, car il n’a pas encore été observé par les astronomes. Il s’ensuit que si le rayonnement de Hawking existe, la température des trous noirs observés est si faible qu’elle ne permet pas d’enregistrer ce rayonnement. D’après les calculs, même la température d’un trou dont la masse est de l’ordre de celle du Soleil est négligeable ( 1-1 0-7 K o u-272°C). La température des trous noirs quantiques peut atteindre environ 10 12 K et lors de leur évaporation rapide (environ 1,5 min.), ces BH peuvent émettre une énergie équivalente à environ dix millions de bombes atomiques. Mais, heureusement, pour créer ces objets hypothétiques, il faudrait une énergie 10 14 fois supérieure à celle obtenue aujourd’hui au Grand collisionneur de hadrons. De plus, de tels phénomènes n’ont jamais été observés par les astronomes.

De quoi se compose la BH ?

Une autre question préoccupe à la fois les scientifiques et ceux qui s’intéressent simplement à l’astrophysique : de quoi se compose un trou noir ? Il n’y a pas de réponse définitive à cette question, car il est impossible de regarder au-delà de l’horizon des événements entourant un trou noir. En outre, comme nous l’avons dit précédemment, les modèles théoriques d’un trou noir n’envisagent que trois de ses composants : l’ergosphère, l’horizon des événements et la singularité. Il est logique de supposer que l’ergosphère ne contient que les objets qui ont été attirés par le trou noir et qui tournent maintenant autour de lui — toutes sortes de corps cosmiques et de gaz cosmiques. L’horizon des événements n’est qu’une mince frontière implicite, au-delà de laquelle les mêmes corps cosmiques sont irrévocablement attirés dans la direction de la dernière composante de base du BH — la singularité. La nature de la singularité n’est pas étudiée aujourd’hui et il est trop tôt pour parler de sa composition.

Selon certaines hypothèses, un trou noir peut être constitué de neutrons. Si nous suivons le scénario selon lequel l’émergence d’un trou noir est la conséquence de la compression d’une étoile en étoile à neutrons et de sa compression ultérieure, il est probable que la majeure partie du trou noir soit constituée de neutrons, dont l’étoile à neutrons elle-même est constituée. En d’autres termes, lorsqu’une étoile s’effondre, ses atomes sont comprimés de telle sorte que les électrons se combinent avec les protons, formant ainsi des neutrons. Une telle réaction se produit dans la nature et la formation d’un neutron entraîne l’émission de neutrinos. Toutefois, il ne s’agit là que de spéculations.

Que se passe-t-il si vous entrez dans un trou noir ?

La chute dans un trou noir astrophysique provoque un étirement du corps. Prenons l’exemple d’un astronaute suicidaire hypothétique qui se dirige vers un trou noir, vêtu uniquement d’une combinaison spatiale et les jambes en avant. En franchissant l’horizon des événements, l’astronaute ne remarquera aucun changement, même s’il n’y a aucun moyen de revenir en arrière. À un moment donné, l’astronaute atteindra un point (légèrement derrière l’horizon des événements) où son corps commencera à se déformer. Comme le champ gravitationnel du trou noir n’est pas homogène et est représenté par un gradient de force croissant vers le centre, les jambes de l’astronaute seront soumises à une influence gravitationnelle nettement plus importante que, par exemple, sa tête. Sous l’effet de la gravité, ou plutôt des forces de marée, les jambes «tombent» plus rapidement. Le corps commence donc à s’allonger progressivement. Pour décrire ce phénomène, les astrophysiciens ont trouvé un terme assez créatif : la spaghettification. Si le corps continue à s’étirer, il se décomposera probablement en atomes qui, tôt ou tard, atteindront la singularité. Ce qu’une personne ressentira dans cette situation reste à deviner. Il convient de noter que l’effet de l’étirement du corps est inversement proportionnel à la masse du trou noir. En d’autres termes, si un BH de la masse de trois soleils étire/déchire instantanément le corps, un trou noir supermassif aura des forces de marée plus faibles et, selon certaines hypothèses, certains matériaux physiques pourraient «endurer» une telle déformation sans perdre leur structure.

Comme nous le savons, le temps s’écoule plus lentement à proximité d’objets massifs, ce qui signifie que le temps d’un cosmonaute suicidé s’écoulera beaucoup plus lentement que celui d’un Terrien. Dans ce cas, il est possible qu’il survive non seulement à ses amis, mais aussi à la Terre elle-même. Des calculs seront nécessaires pour déterminer à quel point le temps ralentira pour le cosmonaute, mais d’après ce qui précède, nous pouvons supposer que le cosmonaute tombera très lentement dans la DP et qu’il ne vivra peut-être tout simplement pas jusqu’au moment où son corps commencera à se déformer.

Il est à noter que pour un observateur extérieur, tous les corps volant vers l’horizon des événements resteront au bord de cet horizon jusqu’à ce que leur image disparaisse. La cause d’un tel phénomène est le décalage vers le rouge gravitationnel. En simplifiant quelque peu, on peut dire que la lumière tombant sur le corps d’un astronaute suicidaire «gelé» à l’horizon des événements changera de fréquence en raison du ralentissement du temps. Au fur et à mesure que le temps ralentit, la fréquence de la lumière diminue et la longueur d’onde augmente. En raison de ce phénomène, à la sortie, c’est-à-dire pour un observateur extérieur, la lumière se déplacera progressivement vers une basse fréquence — le rouge. Le déplacement de la lumière sur un spectre se produit au fur et à mesure que le cosmonaute-survivant s’éloigne de l’observateur, bien que de manière pratiquement imperceptible, et que son temps s’écoule plus lentement. Ainsi, la lumière réfléchie par son corps dépassera bientôt le spectre visible (l’image disparaîtra) et, à l’avenir, le corps de l’astronaute ne pourra être capté que dans l’infrarouge, plus tard dans la radiofréquence, et finalement le rayonnement sera insaisissable.

Malgré ce qui précède, on suppose que dans les très grands trous noirs supermassifs, les forces de marée ne varient pas tellement en fonction de la distance et agissent presque uniformément sur un corps en chute libre. Dans ce cas, le vaisseau spatial en chute libre conserverait sa structure. Une question raisonnable se pose : où mène un trou noir ? Les travaux de certains scientifiques, qui établissent un lien entre deux phénomènes tels que les trous de taupe et les trous noirs, permettent de répondre à cette question.

En 1935, Albert Einstein et Nathan Rosen, s’appuyant sur la théorie générale de la relativité, ont émis l’hypothèse de l’existence de trous de taupe reliant deux points de l’espace-temps au moyen d’une importante courbure de ce dernier — le pont Einstein-Rosen ou trou de ver. Une courbure aussi importante de l’espace nécessiterait des corps d’une masse gigantesque, dont le rôle serait parfaitement assumé par les trous noirs.

Le pont d’Einstein-Rosen est considéré comme un trou de ver infranchissable car il est petit et instable.

Un trou de taupe passable est possible dans le cadre de la théorie des trous noirs et blancs. Le trou blanc est une sortie de l’information qui a pénétré dans le trou noir. Le trou blanc est décrit dans le cadre de la RG, mais reste pour l’instant hypothétique et n’a pas été découvert. Un autre modèle de trou de ver est proposé par les scientifiques américains Kip Thorne et son étudiant diplômé, Mike Morris, qui pourrait être acceptable. Cependant, comme dans le cas du trou de ver Morris-Thorne, ainsi que dans le cas des trous noirs et blancs, la possibilité de voyager nécessite l’existence de ce que l’on appelle la matière exotique, qui possède une énergie négative et reste également hypothétique.

Les trous noirs dans l’univers

L’existence des trous noirs a été confirmée relativement récemment (septembre 2015), mais avant cela, il existait déjà un matériel théorique considérable sur la nature des BH, ainsi que de nombreux objets candidats au rôle de trou noir. Tout d’abord, il convient de considérer la taille du trou noir, car la nature même du phénomène en dépend :

• Un trou noir de masse stellaire. De tels objets se forment à la suite de l’effondrement d’une étoile. Comme indiqué précédemment, la masse minimale d’un corps capable de former un tel trou noir est de 2,5 à 3 masses solaires.
• Trous noirs de masse intermédiaire . Un type intermédiaire conditionnel de trou noir qui s’est agrandi en absorbant des objets proches tels qu’un amas de gaz, une étoile voisine (dans les systèmes à deux étoiles) et d’autres corps cosmiques.
• Trou noir supermassif . Objets compacts de 10 5 à 10 10 masses solaires. Les propriétés distinctives de ces BH sont leur densité paradoxalement faible, ainsi que les faibles forces de marée évoquées précédemment. Il s’agit du trou noir supermassif au centre de notre galaxie, la Voie lactée (Sagittarius A*, Sgr A*), ainsi que de la plupart des autres galaxies.

Candidats à la DP

Le candidat PD A0620-00 (V616 Unicorn) est une étoile double dans la constellation de la Licorne à une distance de 3000 années sv du Soleil.

Le trou noir le plus proche, ou plutôt un candidat au rôle de DP, est l’objet A0620-00 (V616 Unicorn), situé à une distance de 3000 années-lumière du Soleil (dans notre galaxie). Il se compose de deux éléments : une étoile de la séquence principale d’une masse égale à la moitié de la masse solaire, et un corps invisible de petite taille d’une masse de 3 à 5 masses solaires. Si cet objet s’avère être un petit trou noir de masse stellaire, il deviendra à juste titre le PD le plus proche.

Image aux rayons X de Swan X-1

Après cet objet, le deuxième trou noir le plus proche est Swan X-1 (Cyg X-1), qui a été le premier candidat au rôle de BH. Sa distance est d’environ 6070 années-lumière. Il est relativement bien étudié : sa masse est de 14,8 masses solaires et le rayon de son horizon des événements est d’environ 26 kilomètres.

Selon certaines sources, un autre candidat proche pour le rôle de PD pourrait être un corps dans le système stellaire V4641 Sagittarii (V4641 Sgr), qui, selon les estimations de 1999, était situé à une distance de 1600 années-lumière. Cependant, des études ultérieures ont augmenté cette distance d’au moins un facteur 15.

Combien y a-t-il de trous noirs dans notre galaxie ?

Il n’y a pas de réponse exacte à cette question, car il est assez difficile de les observer, et depuis le temps que l’on étudie le ciel, les scientifiques ont réussi à détecter une douzaine de trous noirs dans la Voie lactée. Sans nous livrer à des calculs, nous constatons que notre galaxie compte entre 100 et 400 milliards d’étoiles, et qu’environ une étoile sur mille a une masse suffisante pour former un trou noir. Il est probable que des millions de trous noirs aient pu se former au cours de la vie de la Voie lactée. Étant donné qu’il est plus facile d’enregistrer les trous noirs de grande taille, il est logique de supposer que la plupart des trous noirs de notre galaxie ne sont probablement pas supermassifs. Il convient de noter que les recherches menées par la NASA en 2005 suggèrent la présence d’un essaim entier de trous noirs (10 à 20 000) en orbite autour du centre de la galaxie. En outre, en 2016, des astrophysiciens japonais ont découvert un compagnon massif près de l’objet Sagittarius A* — un trou noir, le noyau de la Voie lactée. En raison du faible rayon (0,15 années sv.) de ce corps, ainsi que de son énorme masse (100 000 masses solaires), les scientifiques suggèrent que cet objet est également un trou noir supermassif.

Le noyau de notre galaxie, le trou noir de la Voie lactée (Sagittarius A*, Sgr A* ou Sagittarius A*) est supermassif et a une masse de 4,31-10 6 masses solaires et un rayon de 0,00071 année-lumière (6,25 svh ou 6,75 milliards de km). La température de Sagittarius A* et de l’amas qui l’entoure est d’environ 1-10 7 K.

Le plus grand trou noir

Le quasar S5_0014+81 se trouve à 12 milliards d’années-lumière du système solaire.

Le plus grand trou noir de l’Univers, que les scientifiques ont réussi à détecter, est un trou noir supermassif, le blazar FSRQ, situé au centre de la galaxie S5 0014+81, à une distance de 1,2-10 10 années-lumière de la Terre. D’après les résultats préliminaires des observations effectuées à l’aide de l’observatoire spatial Swift, la masse du DP était de 40 milliards (40-10 9 ) de masses solaires, et le rayon de Schwarzschild de ce trou était de 118,35 milliards de kilomètres (0,013 sv.y.). En outre, on estime qu’il est né il y a 12,1 milliards d’années (1,6 milliard d’années après le Big Bang). Si ce trou noir géant n’absorbe pas la matière qui l’entoure, il vivra l’ère des trous noirs, l’une des époques du développement de l’Univers, au cours de laquelle celui-ci sera dominé par les trous noirs. Si le noyau de la galaxie S5 0014+81 continue de croître, il deviendra l’un des derniers trous noirs de l’Univers.

Le premier signal d’ondes gravitationnelles GW150914

Les deux autres trous noirs connus, bien qu’ils n’aient pas de nom propre, sont de la plus grande importance pour l’étude des trous noirs, car ils ont confirmé leur existence expérimentalement et ont également donné des résultats importants pour l’étude de la gravité. Il s’agit de l’événement GW150914, qui correspond à la collision de deux trous noirs en un seul. Cet événement a permis l’enregistrement d’ondes gravitationnelles.

Détection des trous noirs

Avant d’examiner les méthodes de détection des trous noirs, il est nécessaire de répondre à la question suivante : pourquoi un trou noir est-il noir ? — La réponse ne nécessite pas de connaissances approfondies en astrophysique et en cosmologie. Le fait est qu’un trou noir absorbe tous les rayonnements qui tombent sur lui et n’en émet pas du tout, si l’on ne tient pas compte de l’hypothétique rayonnement de Hawking. Si nous examinons ce phénomène en détail, nous pouvons supposer qu’à l’intérieur des trous noirs ne se produisent pas de processus conduisant à la libération d’énergie sous forme de rayonnement électromagnétique. Dans ce cas, si le trou noir rayonne, c’est dans le spectre de Hawking (qui coïncide avec le spectre d’un corps noir chauffé). Cependant, comme il a été dit précédemment, ce rayonnement n’a pas été enregistré, ce qui suggère que la température des trous noirs est assez basse.

Courbure de la lumière à proximité d’un trou noir

Une autre théorie généralement acceptée affirme que le rayonnement électromagnétique ne peut pas du tout quitter l’horizon des événements. Il est très probable que les photons (particules de lumière) ne soient pas attirés par des objets massifs, car selon la théorie, ils n’ont pas de masse. Cependant, un trou noir «attire» les photons de lumière en déformant l’espace-temps. Si nous imaginons un trou noir dans l’espace comme une certaine dépression sur la surface lisse de l’espace-temps, il existe une certaine distance à partir du centre du trou noir, à l’approche de laquelle la lumière ne peut plus être éloignée. En d’autres termes, la lumière commence à «tomber» dans le «trou», qui n’a même pas de «fond».

En outre, si nous tenons compte de l’effet du décalage gravitationnel, il se peut que dans un trou noir la lumière perde sa fréquence, se déplaçant à travers le spectre vers la région des ondes longues à basse fréquence, jusqu’à ce qu’elle perde complètement son énergie.

Un trou noir est donc de couleur noire et donc difficile à détecter dans l’espace.

Méthodes de détection

Examinons les méthodes utilisées par les astronomes pour détecter un trou noir :

Un trou noir peut être détecté lorsqu’il attire la matière qui l’entoure, qu’il s’agisse de matière stellaire provenant d’une étoile voisine ou d’un nuage de gaz à travers lequel le trou noir se déplace. Des simulations informatiques montrent l’effondrement d’une étoile en trou noir. Dans ce cas, la matière visible commencera à être attirée vers l’objet massif, formant un disque d’accrétion autour de lui. Il s’agit d’un disque de matière chauffée en rotation rapide. Dans certains cas, la matière en rotation autour du BH peut recouvrir densément le trou noir, formant ainsi visuellement une énorme sphère lumineuse.

Animation d’étoiles en rotation autour d’un trou noir supermassif Sagittarius A

Outre les méthodes mentionnées ci-dessus, les scientifiques associent souvent des objets tels que les trous noirs et les quasars. Les quasars sont des amas de corps cosmiques et de gaz qui comptent parmi les objets astronomiques les plus brillants de l’univers. Comme ils ont une grande luminosité pour des tailles relativement petites, il y a des raisons de croire que le centre de ces objets est un trou noir supermassif qui attire la matière environnante. Sous l’effet d’une attraction gravitationnelle aussi puissante, la matière attirée est tellement chauffée qu’elle rayonne intensément. La découverte de ces objets est généralement comparée à la découverte d’un trou noir. Parfois, les quasars peuvent émettre dans deux directions des jets de plasma chauffé — des jets relativistes. Les causes de ces jets ne sont pas tout à fait claires, mais ils sont probablement dus à l’interaction entre les champs magnétiques du trou noir et du disque d’accrétion, et ne sont pas émis directement par le trou noir.

Jet dans la galaxie M87 battant à partir du centre d’un BH

En résumé, on peut imaginer ce qu’est un trou noir dans l’espace de près : c’est un objet noir sphérique autour duquel tourne de la matière fortement chauffée, formant un disque d’accrétion lumineux.

Les trous noirs fusionnent et entrent en collision

Matériel par thème

L’un des phénomènes les plus intéressants en astrophysique est la collision de trous noirs, qui nous permet également de détecter ces corps astronomiques massifs. Ces processus n’intéressent pas seulement les astrophysiciens, car ils donnent lieu à des phénomènes mal compris par les physiciens. L’exemple le plus frappant est l’événement GW150914, mentionné précédemment, au cours duquel deux trous noirs se sont rapprochés au point de fusionner sous l’effet de l’attraction gravitationnelle mutuelle. Une conséquence importante de cette collision a été l’apparition d’ondes gravitationnelles.

Selon la définition, les ondes gravitationnelles sont des modifications du champ gravitationnel qui se propagent à la manière d’une vague à partir d’objets massifs en mouvement. Lorsque deux objets de ce type s’approchent l’un de l’autre, ils commencent à tourner autour d’un centre de gravité commun. Au fur et à mesure qu’ils se rapprochent, leur rotation autour de leur propre axe augmente. Ces fluctuations alternées du champ gravitationnel peuvent, à un moment donné, former une puissante onde gravitationnelle qui peut se propager dans l’espace sur des millions d’années-lumière. Ainsi, à une distance de 1,3 milliard d’années-lumière, deux trous noirs sont entrés en collision, formant une puissante onde gravitationnelle qui a atteint la Terre le 14 septembre 2015 et a été enregistrée par les détecteurs LIGO et VIRGO.

Comment les trous noirs meurent-ils ?

Il est évident que pour qu’un trou noir cesse d’exister, il faut qu’il perde toute sa masse. Cependant, selon sa définition, rien ne peut quitter le trou noir s’il a franchi son horizon des événements. On sait que la possibilité d’émission de particules par un trou noir a été évoquée pour la première fois par le physicien théoricien soviétique Vladimir Gribov, lors d’une discussion avec un autre scientifique soviétique, Yakov Zeldovich. Il a soutenu que, du point de vue de la mécanique quantique, un trou noir est capable d’émettre des particules par effet tunnel. Plus tard, à l’aide de la mécanique quantique, le physicien théoricien anglais Stephen Hawking a élaboré sa propre théorie, quelque peu différente. Pour en savoir plus sur ce phénomène, cliquez ici. En bref, il existe dans le vide des particules dites virtuelles, qui naissent constamment par paires et s’annihilent l’une l’autre sans interagir avec le monde environnant. Mais si ces paires apparaissent sur l’horizon des événements d’un trou noir, une forte gravitation est hypothétiquement capable de les séparer, de sorte qu’une particule tombera à l’intérieur du trou noir et l’autre ira dans la direction du trou noir. Et comme la particule qui s’éloigne du trou peut être observée, et possède donc une énergie positive, la particule qui tombe dans le trou devrait posséder une énergie négative. Le trou noir perdra donc son énergie et il se produira un effet appelé «évaporation du trou noir».

Selon les modèles disponibles d’un trou noir, comme nous l’avons mentionné précédemment, le rayonnement devient de plus en plus intense au fur et à mesure que sa masse diminue. Au stade final de l’existence du BH, lorsqu’il se réduira probablement à la taille d’un trou noir quantique, il libèrera une énorme quantité d’énergie sous forme de rayonnement, qui peut être équivalente à des milliers, voire des millions de bombes atomiques. Cet événement s’apparente à l’explosion d’un trou noir comme s’il s’agissait de la même bombe. Selon les calculs, le Big Bang aurait pu engendrer des trous noirs primaires, et ceux dont la masse est de l’ordre de 10 à 12 kg auraient dû se vaporiser et exploser à notre époque. En tout état de cause, de telles explosions n’ont jamais été observées par les astronomes.

Malgré le mécanisme d’annihilation des trous noirs proposé par Hawking, les propriétés du rayonnement de Hawking provoquent un paradoxe dans le cadre de la mécanique quantique. Si un trou noir absorbe un corps et perd ensuite la masse résultant de l’absorption de ce corps, alors, quelle que soit la nature du corps, le trou noir ne sera pas différent de ce qu’il était avant l’absorption du corps. Dans ce cas, l’information sur le corps est définitivement perdue. Du point de vue des calculs théoriques, la transformation de l’état pur d’origine en un état mixte («thermique») ne correspond pas à la théorie actuelle de la mécanique quantique. Ce paradoxe est parfois appelé la disparition de l’information dans un trou noir. La véritable solution de ce paradoxe n’a pas encore été trouvée. Variantes connues de la solution du paradoxe :

• L’invalidité de la théorie de Hawking. Cela implique l’impossibilité de détruire le trou noir et sa croissance constante.
• Présence de trous blancs. Dans ce cas, l’information absorbée n’est pas perdue, mais simplement projetée dans un autre univers.
• Non-consistance de la théorie généralement admise de la mécanique quantique.

Visualisation d’un trou noir (s’ouvre dans une nouvelle fenêtre)

Problème non résolu de la physique des trous noirs

À en juger par tout ce qui a été décrit précédemment, les trous noirs, bien qu’étudiés depuis relativement longtemps, présentent encore de nombreuses caractéristiques dont les mécanismes sont encore inconnus des scientifiques.

• En 1970, un scientifique anglais a formulé ce que l’on appelle le «principe de censure cosmique» : «La nature a horreur d’une singularité nue». Cela signifie que la singularité ne se forme que dans des endroits cachés, comme le centre d’un trou noir. Cependant, il n’a pas encore été possible de prouver ce principe. Il existe également des calculs théoriques selon lesquels une singularité «nue» peut se produire.
• Le «théorème de l’absence de cheveux», selon lequel les trous noirs n’ont que trois paramètres, n’a pas non plus été prouvé.
• La théorie complète de la magnétosphère d’un trou noir n’a pas été développée.
• La nature et la physique de la singularité gravitationnelle n’ont pas été étudiées.
• On ne sait pas ce qui se passe au stade final de l’existence d’un trou noir et ce qui reste après sa désintégration quantique.

Faits intéressants sur les trous noirs

En résumé, nous pouvons mettre en évidence plusieurs caractéristiques intéressantes et inhabituelles de la nature des trous noirs :

• Les trous noirs n’ont que trois paramètres : la masse, la charge électrique et la quantité de mouvement. En raison de ce petit nombre de caractéristiques de ce corps, le théorème qui l’énonce est appelé «théorème de l’absence de cheveux». D’où l’expression «un trou noir n’a pas de cheveux», qui signifie que deux BH sont absolument identiques, leurs trois paramètres étant les mêmes.
• La densité d’un BH peut être inférieure à celle de l’air et sa température est proche du zéro absolu. On peut en déduire que la formation d’un trou noir n’est pas due à la compression de la matière, mais à l’accumulation d’une grande quantité de matière dans un certain volume.
• Le temps s’écoule beaucoup plus lentement pour les corps absorbés par le trou noir que pour un observateur extérieur. En outre, les corps absorbés sont considérablement étirés à l’intérieur du trou noir, ce que les scientifiques appellent la spaghettification.
• Il pourrait y avoir environ un million de trous noirs dans notre galaxie.
• Il est probable qu’au centre de chaque galaxie se trouve un trou noir supermassif.
• À l’avenir, selon le modèle théorique, l’univers atteindra ce que l’on appelle l’ère des trous noirs, lorsque les BH deviendront les corps dominants de l’univers.

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Date de publication: 12-25-2023

Mettre à jour la date: 12-25-2023