Trou noir - Définition

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Image simulée d’un trou noir stellaire situé à quelques dizaines de kilomètres d’un observateur et dont l’image se dessine sur la voûte céleste dans la direction du Grand Nuage de Magellan. L’image de celui-ci apparaît dédoublée sous la forme de deux arcs de cercle, en raison de l’effet de lentille gravitationnelle fort. La Voie lactée qui apparaît en haut de l’image est également fortement distordue, au point que certaines constellations sont difficiles à reconnaître, comme par exemple la Croix du Sud (au niveau de l’étoile orange lumineuse, Gacrux, en haut à gauche de l’image) dont la forme de croix caractéristique est méconnaissable. Une étoile relativement peu lumineuse (HD 49359, magnitude apparente 7,5) est située presque exactement derrière le trou noir. Elle apparaît ainsi sous la forme d’une image double, dont la luminosité apparente est extraordinairement amplifiée, d’un facteur d’environ 4 500, pour atteindre une magnitude apparente de -1,7. Les deux images de cette étoile, ainsi que les deux images du Grand Nuage sont situées sur une zone circulaire entourant le trou noir, appelée anneau d’Einstein.
Image simulée d’un trou noir stellaire situé à quelques dizaines de kilomètres d’un observateur et dont l’image se dessine sur la voûte céleste dans la direction du Grand Nuage de Magellan. L’image de celui-ci apparaît dédoublée sous la forme de deux arcs de cercle (Un cercle est une courbe plane fermée constituée des points situés à égale...), en raison de l’effet de lentille gravitationnelle (Les lentilles gravitationnelles déforment l'image que l'on reçoit d'un objet astronomique comme...) fort. La Voie lactée (La Voie lactée (appelée aussi « notre galaxie », ou parfois...) qui apparaît en haut de l’image est également fortement distordue, au point (Graphie) que certaines constellations sont difficiles à reconnaître, comme par exemple la Croix du Sud (Le sud est un point cardinal, opposé au nord.) (au niveau de l’étoile orange lumineuse, Gacrux, en haut à gauche de l’image) dont la forme de croix caractéristique est méconnaissable. Une étoile (Une étoile est un objet céleste émettant de la lumière de façon autonome, semblable à une...) relativement peu lumineuse (HD 49359, magnitude apparente (En astronomie, la magnitude apparente mesure la luminosité — depuis la Terre — d'une...) 7,5) est située presque exactement derrière le trou noir (Le Trou noir (The Black Hole) est un film de science-fiction réalisé par Gary Nelson,...). Elle apparaît ainsi sous la forme d’une image double, dont la luminosité (La luminosité désigne la caractéristique de ce qui émet ou réfléchit...) apparente est extraordinairement amplifiée, d’un facteur d’environ 4 500, pour atteindre une magnitude apparente de -1,7. Les deux images de cette étoile, ainsi que les deux images du Grand Nuage (Un nuage est une grande quantité de gouttelettes d’eau (ou de cristaux de glace) en...) sont situées sur une zone circulaire entourant le trou noir (En astrophysique, un trou noir est un objet massif dont le champ gravitationnel est si intense...), appelée anneau d’Einstein.

En astrophysique (L’astrophysique (du grec astro = astre et physiqui = physique) est une branche...), un trou noir est un objet (De manière générale, le mot objet (du latin objectum, 1361) désigne une entité définie dans...) massif (Le mot massif peut être employé comme :) dont le champ (Un champ correspond à une notion d'espace défini:) gravitationnel est si intense qu’il empêche toute forme de matière (La matière est la substance qui compose tout corps ayant une réalité tangible. Ses...) ou de rayonnement (Le rayonnement, synonyme de radiation en physique, désigne le processus d'émission ou de...) de s’en échapper. De tels objets n’émettent donc pas de lumière (La lumière est l'ensemble des ondes électromagnétiques visibles par l'œil...) et sont alors noirs. Les trous noirs sont décrits par la théorie de la relativité (Cet article traite de la théorie de la relativité à travers les âges. En physique, la notion de...) générale. Ils ne sont pas directement observables, mais plusieurs techniques d’observation indirecte dans différentes longueurs d’onde ont été mises au point et permettent d’étudier les phénomènes qu’ils induisent sur leur environnement (L'environnement est tout ce qui nous entoure. C'est l'ensemble des éléments naturels et...). En particulier, la matière qui est happée par un trou noir est chauffée à des températures considérables avant d'être engloutie et émet de ce fait une quantité (La quantité est un terme générique de la métrologie (compte, montant) ; un scalaire,...) importante de rayons X. Ainsi, même si un trou noir n'émet pas lui-même de rayonnement, il peut néanmoins être détectable par son action sur son environnement. L'existence des trous noirs est une certitude pour la quasi-totalité de la communauté scientifique (Un scientifique est une personne qui se consacre à l'étude d'une science ou des sciences et qui...) concernée (astrophysiciens et physiciens théoriciens).

Présentation et terminologie

Un trou noir possède une masse (Le terme masse est utilisé pour désigner deux grandeurs attachées à un...) donnée (Dans les technologies de l'information (TI), une donnée est une description élémentaire, souvent...), qui est concentrée en un point, appelé singularité (D'une manière générale, le mot singularité décrit le caractère singulier de quelque chose ou...) gravitationnelle. Cette masse permet de définir une sphère (En mathématiques, et plus précisément en géométrie euclidienne, une...) appelée horizon (Conceptuellement, l’horizon est la limite de ce que l'on peut observer, du fait de sa propre...) du trou noir, centrée sur la singularité et dont le rayon est une limite maximale en deçà duquel le trou noir empêche tout (Le tout compris comme ensemble de ce qui existe est souvent interprété comme le monde ou...) rayonnement de s’échapper. Cette sphère représente en quelque sorte l’extension spatiale du trou noir. Pour un trou noir de masse égale à la masse du Soleil (Soleils est une association à but humanitaire implantée sur le campus de Supélec...), le rayon vaut environ 3 kilomètres[1]. À une distance interstellaire (en millions de kilomètres), un trou noir n’exerce pas plus d’attraction que n’importe quel autre corps de même masse ; il ne s’agit donc pas d’un " aspirateur " irrésistible. Par exemple, si le Soleil (Le Soleil (Sol en latin, Helios ou Ήλιος en grec) est l'étoile...) se trouvait remplacé par un trou noir de même masse, les orbites de ses planètes resteraient inchangées.

Il existe plusieurs sortes de trous noirs. Lorsqu’ils se forment à la suite de l’effondrement gravitationnel d’une étoile, on parle de trou noir stellaire (Un trou noir stellaire résulte de l'effondrement d'une étoile massive sur elle même. Cet...). Quand on les trouve au centre des galaxies, ils ont une masse pouvant aller jusqu’à plusieurs milliards de masses solaires et on parle alors de trou noir supermassif (En astrophysique, un trou noir supermassif est un trou noir dont la masse est d'environ un million...) (ou trou noir galactique). Entre ces deux échelles de masse, on pense qu’il existe des trous noirs intermédiaires avec une masse de quelques milliers de masses solaires. Des trous noirs de masse bien plus faible, qui auraient été formés au début de l’histoire de l’univers, au Big Bang (Le Big Bang est l’époque dense et chaude qu’a connu l’univers il y a...), sont aussi envisagés, et sont appelés trous noirs primordiaux. Leur existence n’est à l’heure actuelle pas confirmée.

Il est difficile d’observer directement un trou noir. Il est cependant possible de déduire sa présence par son action gravitationnelle sur son environnement, notamment au sein des microquasars et des noyaux actifs de galaxies, où de la matière à proximité tombant sur le trou noir va se trouver considérablement chauffée et émettre un fort rayonnement X. Les observations permettent ainsi de déceler l’existence d’objets massifs et de très petite taille. Les seuls objets que ces observations impliquent, et qui sont compatibles dans le cadre de la relativité générale (La relativité générale, fondée sur le principe de covariance générale...), sont les trous noirs.

Historique

Le concept de trou noir a émergé à la fin du XVIIIe siècle dans le cadre de la gravitation (La gravitation est le phénomène d'interaction physique qui cause l'attraction...) universelle d’Isaac Newton. La question était de savoir s’il existait des objets dont la masse était suffisamment grande pour que leur vitesse de libération (La vitesse de libération (aussi appelée vitesse d'évasion, vitesse parabolique, vitesse de...) soit plus grande que la vitesse de la lumière (La vitesse de la lumière dans le vide, notée c (pour...). Cependant, ce n’est qu’au début du XXe siècle et avec l’avènement de la relativité générale d’Albert Einstein que le concept de trou noir devient plus qu’une curiosité. En effet, peu après la publication des travaux d’Einstein, une solution de l’équation d’Einstein impliquant l’existence d’un trou noir central est publiée par Karl Schwarzschild[2]. Les travaux fondamentaux sur les trous noirs remontent aux années 1960, précédant de peu les premières indications observationnelles solides en faveur de leur existence. La première " observation "[3],[4] d’un objet contenant un trou noir fut celle de la source de rayons X Cygnus X-1 (En astronomie, Cygnus X-1 est une binaire X à forte masse et fut le premier candidat trou noir...) par le satellite (Satellite peut faire référence à :) Uhuru en 1971. Le terme de " trou noir " a émergé dans le courant des années 1960, par l’intermédiaire du physicien (Un physicien est un scientifique qui étudie le champ de la physique, c'est-à-dire la...) américain Kip Thorne (Kip Stephen Thorne (né le 1er juin 1940) est un physicien théoricien américain,...). Auparavant, on utilisait les termes de " corps de Schwarzschild " ou d’" astre occlus ". À noter que le terme de " trou noir " a rencontré des réticences dans certaines communautés linguistiques, notamment francophones et russophones, qui le jugeaient quelque peu inconvenant[5].

Propriétés

Un trou noir est un objet astrophysique comme un autre. Il se caractérise par le fait qu’il est très difficile à observer directement (voir ci-dessous), et que sa région centrale ne peut être décrite de façon satisfaisante par les théories physiques en leur état du début du XXIe siècle car elle abrite une singularité gravitationnelle. Cette dernière ne peut être décrite que dans le cadre d’une théorie (Le mot théorie vient du mot grec theorein, qui signifie « contempler, observer,...) de la gravitation quantique, manquante à ce jour (Le jour ou la journée est l'intervalle qui sépare le lever du coucher du Soleil ; c'est la...)[6]. Par contre, on sait parfaitement décrire les conditions physiques qui règnent dans son voisinage (La notion de voisinage correspond à une approche axiomatique équivalente à celle de la...) immédiat, de même que son influence sur son environnement, ce qui permet de les détecter par diverses méthodes indirectes.

Par ailleurs, les trous noirs sont étonnants en ce qu’ils sont décrits par un très petit nombre (La notion de nombre en linguistique est traitée à l’article « Nombre...) de paramètres. En effet, leur description, dans l’univers dans lequel nous vivons, ne dépend que de trois paramètres : la masse, la charge électrique (La charge électrique est une propriété fondamentale de la matière qui respecte le principe de...) et le moment cinétique (Le mot cinétique fait référence à la vitesse.). Tous les autres paramètres du trou noir (par exemple sa taille ou sa forme) sont fixés par ceux-là. Par comparaison, la description d’une planète (Une planète est un corps céleste orbitant autour du Soleil ou d'une autre étoile de...) fait intervenir des centaines de paramètres (composition chimique, différenciation de ses éléments, convection (La convection est un mode de transfert d'énergie qui implique un déplacement de...), atmosphère (Le mot atmosphère peut avoir plusieurs significations :), etc.). La raison pour laquelle un trou noir n’est décrit que par ces trois paramètres est connue depuis 1967 : c’est le théorème (Un théorème est une proposition qui peut être mathématiquement démontrée, c'est-à-dire une...) de calvitie démontré par Werner Israël. Celui-ci explique que les seules interactions fondamentales à longue portée étant la gravitation et l’électromagnétisme, les seules propriétés mesurables des trous noirs sont données par les paramètres décrivant ces interactions, à savoir la masse, le moment cinétique et la charge (La charge utile (payload en anglais ; la charge payante) représente ce qui est effectivement...) électrique.

Pour un trou noir, la masse et la charge électrique sont des propriétés habituelles que décrit la physique (La physique (du grec φυσις, la nature) est étymologiquement la...) classique (i.e. non-relativiste) : le trou noir possède un champ gravitationnel proportionnel à sa masse et un champ électrique (En physique, on désigne par champ électrique un champ créé par des particules...) proportionnel à sa charge. L'influence du moment cinétique est par contre spécifique à la relativité générale. Celle-là stipule (En botanique, les stipules sont des pièces foliaires, au nombre de deux, en forme de feuilles...) en effet qu'un corps en rotation va avoir tendance à " entraîner " l'espace-temps (La notion d'espace-temps a été introduite au début des années 1900 et reprise...) dans son voisinage. Ce phénomène, non encore observé à l'heure (L’heure est une unité de mesure du temps. Le mot désigne aussi la grandeur...) actuelle dans le système solaire (Le système solaire est un système planétaire composé d'une étoile, le...) en raison de son extrême faiblesse pour des astres non compacts, est connu sous le nom d'effet Lense-Thirring (aussi appelé frame dragging, en anglais)[7]. Il prend une amplitude (Dans cette simple équation d’onde :) considérable au voisinage d'un trou noir en rotation, au point qu'un observateur situé dans son voisinage immédiat serait inévitablement entraîné dans le sens (SENS (Strategies for Engineered Negligible Senescence) est un projet scientifique qui a pour but...) de rotation du trou noir. La région où ceci se produit est appelée ergorégion.

Quatre types théoriques possibles…

Types théoriques de trous noirs en fonction du moment cinétique (J) et de la charge électrique (Q). La masse (M) est toujours strictement positive.
  M > 0
  J = 0 J ≠ 0
Q = 0 Schwarzschild Kerr
Q ≠ 0 Reissner-Nordström Kerr-Newman

Un trou noir possède toujours une masse non nulle. En revanche, ses deux autres caractéristiques, à savoir le moment cinétique (rotation) et la charge électrique, peuvent en principe prendre des valeurs nulles (c’est-à-dire égales à zéro) ou non nulles. La combinaison (Une combinaison peut être :) de ces états permet de définir quatre types de trous noirs.

Quand la charge électrique et le moment cinétique sont nuls, on parle de trou noir de Schwarzschild, du nom de Karl Schwarzschild qui le premier a mis en évidence ces objets comme solutions des équations de la relativité générale (les équations d'Einstein), en 1916.

Quand la charge électrique est non nulle et le moment cinétique nul, on parle de trou noir de Reissner-Nordström. Ces trous noirs ne présentent pas d’intérêt astrophysique notable car aucun processus connu ne permet de fabriquer un objet compact conservant durablement une charge électrique significative ; celle-ci se dissipe normalement rapidement par absorption ( En optique, l'absorption se réfère au processus par lequel l'énergie d'un photon est prise par...) de charges électriques opposées prises à son environnement[8]. Un trou noir de Reissner-Nordström est donc un objet théorique très improbable dans la nature.

Si le trou noir possède un moment cinétique (c’est-à-dire qu’il est en rotation sur lui-même) mais n’a pas de charge électrique, on parle de trou noir de Kerr (En astrophysique, un trou noir de Kerr désigne un trou noir en rotation et de charge...), du nom du mathématicien (Un mathématicien est au sens restreint un chercheur en mathématiques, par extension toute...) néo-zélandais Roy Kerr qui a trouvé la formule décrivant ces objets en 1963. Contrairement aux trous noirs de Reissner-Nordström et de Schwarzschild, les trous noirs de Kerr présentent un intérêt astrophysique considérable, car les modèles de formation et d’évolution des trous noirs indiquent que ceux-ci ont tendance à absorber la matière environnante par l’intermédiaire d’un disque (Le mot disque est employé, aussi bien en géométrie que dans la vie courante, pour désigner une...) d’accrétion dans lequel la matière tombe en spiralant toujours dans le même sens dans le trou noir. Ainsi, la matière communique du moment cinétique au trou noir qui l’engloutit. Les trous noirs de Kerr sont donc les seuls que l’on s’attend réellement à rencontrer en astronomie (L’astronomie est la science de l’observation des astres, cherchant à expliquer...). Cependant, il reste possible que des trous noirs à moment cinétique très faible, s’apparentant en pratique à des trous noirs de Schwarzschild, existent.

La version électriquement chargée du trou noir de Kerr, dotée comme lui d’une rotation, est connue sous le nom de trou noir de Kerr-Newman et ne présente comme le trou noir de Reissner-Nordström ou celui de Schwarzschild que peu d’intérêt astrophysique eu égard à sa très faible probabilité (La probabilité (du latin probabilitas) est une évaluation du caractère probable d'un...).

…Et une multitude d’autres

D’un point de vue (La vue est le sens qui permet d'observer et d'analyser l'environnement par la réception et...) théorique, il peut exister une multitude d’autres types de trous noirs avec des propriétés différentes. Par exemple, il existe un analogue du trou noir de Reissner-Nordström, mais en remplaçant la charge électrique par une charge magnétique, c’est-à-dire créée par des monopôles magnétiques, dont l’existence reste extrêmement hypothétique à ce jour. On peut de même généraliser le concept de trou noir à des espaces comprenant plus de trois dimensions (Dans le sens commun, la notion de dimension renvoie à la taille ; les dimensions d'une pièce...). Ceci permet d’exhiber des types de trous noirs ayant des propriétés parfois différentes de celles des trous noirs présentés ci-dessus[9].

Le trou et le noir…

L’existence des trous noirs est envisagée dès le XVIIIe siècle[10]. Il s’agissait alors d’objets prédits comme tellement denses que leur vitesse (On distingue :) de libération était supérieure à la vitesse de la lumière — c’est-à-dire que même la lumière ne peut vaincre leur force (Le mot force peut désigner un pouvoir mécanique sur les choses, et aussi, métaphoriquement, un...) gravitationnelle. Plutôt qu’une telle force (qui est un concept newtonien), il est plus juste de dire que la lumière subit en fait un décalage vers le rouge (Le décalage vers le rouge (redshift en anglais) est un phénomène astronomique de...) infini (Le mot « infini » (-e, -s ; du latin finitus,...). Ce décalage vers le rouge (La couleur rouge répond à différentes définitions, selon le système chromatique dont on fait...) est d’origine gravitationnelle : la lumière perd la totalité de son énergie (Dans le sens commun l'énergie désigne tout ce qui permet d'effectuer un travail, fabriquer de la...) en essayant de sortir du puits de potentiel (Un puits de potentiel désigne, en physique, le voisinage d'un minimum local d'énergie...) d’un trou noir. Ce décalage vers le rouge est donc d’une nature quelque peu différente (En mathématiques, la différente est définie en théorie algébrique des...) de celui dû à l’expansion de l’univers, que l’on observe pour les galaxies lointaines et qui résulte d’une expansion d’un espace ne présentant pas de puits de potentiels très profonds. De cette caractéristique provient l’adjectif " noir ", puisqu’un trou noir ne peut émettre de lumière. Ce qui est valable pour la lumière l’est aussi pour la matière : aucune particule ne peut s’échapper d’un trou noir une fois capturée par celui-ci, d’où le terme de " trou " fort approprié.

Horizon (Conceptuellement, l’horizon est la limite de ce que l'on peut observer, du fait de sa propre...) des évènements

La zone qui délimite la région d’où lumière et matière ne peuvent s’échapper, est appelée " horizon des évènements ". On parle parfois de " surface " du trou noir, quoique le terme soit quelque peu impropre (il ne s’agit pas d’une surface (Une surface désigne généralement la couche superficielle d'un objet. Le terme a...) solide ou gazeuse comme la surface d’une planète ou d’une étoile). Il ne s’agit pas d’une région qui présente des caractéristiques particulières : un observateur qui franchirait l’horizon ne ressentirait rien de spécial à ce moment-là (voir ci-dessous). Par contre, il se rendrait compte qu’il ne peut plus s’échapper de cette région s’il essayait de faire demi-tour. C'est une sorte de point de non retour. En substance, c’est une situation (En géographie, la situation est un concept spatial permettant la localisation relative d'un...) qui est un peu analogue à celle d’un baigneur qui s’éloignerait de la côte. Si par exemple le baigneur ne peut nager que deux kilomètres, il ne ressentira rien s’il s’éloigne à plus d’un kilomètre (Le mètre (symbole m, du grec metron, mesure) est l'unité de base de longueur du Système...) de la côte. Par contre, s’il fait demi-tour, il se rendra compte qu’il n’a pas assez d’énergie pour atteindre la rive.

En revanche, un observateur situé au voisinage de l’horizon remarquera que le temps (Le temps est un concept développé par l'être humain pour appréhender le...) s’écoule différemment pour lui et pour un observateur situé loin du trou noir. Si ce dernier lui envoie des signaux lumineux à intervalles réguliers (par exemple une seconde), alors l’observateur proche du trou noir recevra des signaux plus énergétiques (la fréquence (En physique, la fréquence désigne en général la mesure du nombre de fois qu'un...) des signaux lumineux sera plus élevée, conséquence du décalage vers le bleu (Bleu (de l'ancien haut-allemand « blao » = brillant) est une des trois couleurs...) subi par la lumière qui tombe vers le trou noir), et les intervalles de temps séparant deux signaux consécutifs seront plus rapprochés (moins d’une seconde ( Seconde est le féminin de l'adjectif second, qui vient immédiatement après le premier ou qui...), donc). Cet observateur aura donc l’impression que le temps s’écoule plus vite pour son confrère resté loin du trou noir que pour lui. À l’inverse, l’observateur resté loin du trou noir verra son collègue évoluer de plus en plus lentement, le temps chez celui-ci donnant l’impression de s’écouler plus lentement.

Si l’observateur distant voit un objet tomber dans un trou noir, les deux phénomènes de dilatation (La dilatation est l'expansion du volume d'un corps occasionné par son réchauffement,...) du temps et de décalage vers le rouge vont se combiner. Les éventuels signaux émis par l’objet seront de plus en plus rouges, de moins en moins lumineux (la lumière émise perd de plus en plus d’énergie avant d’arriver à l’observateur lointain), et de plus en plus espacés. En pratique, le nombre de photons (En physique des particules, le photon est la particule élémentaire médiatrice de l'interaction...) reçus par l’observateur distant va décroître très rapidement, jusqu’à devenir nul : à ce moment-là l’objet en train (Un train est un véhicule guidé circulant sur des rails. Un train est composé de...) de chuter dans le trou noir est devenu invisible. Même si l’observateur distant tente d’approcher l’horizon en vue de récupérer l’objet qu’il a eu l’impression de voir s’arrêter juste avant l’horizon, celui-ci demeurera invisible[11].

Pour un observateur s’approchant d’une singularité, ce sont les effets de marée (La marée est le mouvement montant (flux ou flot) puis descendant (reflux ou jusant) des eaux...) qui vont devenir importants. Ces effets, qui déterminent les déformations d’un objet (le corps d’un astronaute (Un astronaute est le nom donné à une personne qui voyage ou ayant voyagé dans...), par exemple) du fait des inhomogénéités du champ gravitationnel, seront inéluctablement ressentis par un observateur s’approchant de trop près d’un trou noir ou d’une singularité. La région où ces effets de marée deviennent importants est entièrement située dans l’horizon pour les trous noirs supermassifs, mais empiète notablement hors de l’horizon pour des trous noirs stellaires[12]. Ainsi, un observateur s’approchant d’un trou noir stellaire (Stellaria est un genre de plantes herbacées annuelles ou vivaces, les stellaires, de la...) serait déchiqueté avant de passer (Le genre Passer a été créé par le zoologiste français Mathurin Jacques...) l’horizon, alors que le même observateur qui s’approcherait d’un trou noir supermassif passerait l’horizon sans encombre. Il serait par contre inéluctablement détruit ensuite par les effets de marée.

Singularité

Au centre d’un trou noir se situe une région dans laquelle le champ gravitationnel et les distorsions de l’espace (on parle plutôt de courbure (Intuitivement, courbe s'oppose à droit : la courbure d'un objet géométrique est...) de l’espace) deviennent infinis. Cette région s’appelle une singularité gravitationnelle. La description de cette région est délicate dans le cadre de la relativité générale puisque celle-ci ne peut décrire des régions où la courbure devient infinie.

De plus, la relativité générale est une théorie qui ne peut pas incorporer en général des effets gravitationnels d’origine quantique. Or quand la courbure tend vers l’infini, on peut montrer que celle-ci est nécessairement sujette à des effets de nature quantique. Par conséquent, seule une théorie de la gravitation incorporant tous les effets quantiques (on parle alors de gravitation quantique) est en mesure de décrire correctement les singularités gravitationnelles.

La description d’une singularité gravitationnelle est donc pour l’heure problématique [6]. Néanmoins, tant que celle-ci est située à l’intérieur d’un trou noir, elle ne peut influencer l’extérieur d’un trou noir, de la même façon que de la matière située à l’intérieur d’un trou noir ne peut en ressortir. Ainsi, aussi mystérieuses que soient les singularités gravitationnelles, notre incapacité à les décrire, signe de l’existence de limitations de la relativité générale à décrire tous les phénomènes gravitationnels, n’empêche pas la description des trous noirs pour la partie située de notre côté de l’horizon des événements.

Formation des trous noirs (En astrophysique, un trou noir est un objet massif dont le champ gravitationnel est si intense...)

La possibilité de l’existence des trous noirs n’est pas une conséquence exclusive de la relativité générale : la quasi-totalité des autres théories de la gravitation physiquement réalistes permet également leur existence. La relativité générale, à l’instar de la plupart de ces autres théories de la gravité (La gravitation est une des quatre interactions fondamentales de la physique.), non seulement prédit que les trous noirs peuvent exister, mais aussi qu’ils seront formés partout où suffisamment de matière peut être compactée dans une région de l’espace. Par exemple, si l’on compressait le Soleil dans une sphère d’environ trois kilomètres de rayon (soit à peu près quatre millionièmes de sa taille), il deviendrait un trou noir. Si la Terre (La Terre est la troisième planète du Système solaire par ordre de distance...) était compressée dans un volume (Le volume, en sciences physiques ou mathématiques, est une grandeur qui mesure l'extension...) de quelques centimètres cube (En géométrie euclidienne, un cube est un prisme dont toutes les faces sont carrées....), elle deviendrait également un trou noir.

Pour l’astrophysique, un trou noir peut être considéré comme le stade (Un stade (du grec ancien στ?διον stadion, du verbe...) ultime d’un effondrement gravitationnel. Les deux stades de la matière qui, en terme de compacité, précèdent l’état de trou noir, sont ceux atteints par exemple par les naines blanches et les étoiles à neutrons. Dans le premier cas, c’est la pression (La pression est une notion physique fondamentale. On peut la voir comme une force rapportée...) de dégénérescence des électrons qui maintient la naine blanche (Une naine blanche est un objet céleste gazeux issu de l'évolution d'une étoile de...) dans un état d’équilibre face à la gravité. Dans le second, il ne s'agit pas de la pression de dégénérescence des nucléons, mais de l'interaction (Une interaction est un échange d'information, d'affects ou d'énergie entre deux agents au sein...) forte qui maintient l’équilibre[13]. Un trou noir ne peut se former suite à l'effondrement d'une naine blanche : celle-ci, en s'effondrant initie des réactions nucléaires qui forment des nucléons plus lourds que ceux qui la composent[14]. Ce faisant, le dégagement d'énergie qui en résulte est suffisant pour disloquer complètement (Le complètement ou complètement automatique, ou encore par anglicisme complétion ou...) la naine blanche, qui explose en supernova (Une supernova est l'ensemble des phénomènes conséquents à l'explosion d'une...) dite thermonucléaire (ou de type Ia).

Un trou noir se forme lorsque la force de gravité est suffisamment grande pour dépasser l’effet de la pression, chose qui se produit quand l'astre progéniteur dépasse une certaine masse critique. Dans ce cas, plus aucune force connue ne permet de maintenir l’équilibre, et l’objet en question s’effondre complètement. En pratique, plusieurs cas de figures sont possibles : soit une étoile à neutrons accrète de la matière issue d'une autre étoile, jusqu'à atteindre une masse critique, soit elle fusionne avec une autre étoile à neutron (Le neutron est une particule subatomique de charge électrique totale nulle.) (phénomène a priori beaucoup plus rare), soit le cœur d'une étoile massive (Le mot massif peut être employé comme :) s'effondre directement en trou noir[15].

L’hypothèse de l’existence d’un état plus compact que celui d’étoile à neutrons a été proposée dans le courant des années 1980 ; ce serait celui des étoiles à quarks aussi appelées étoiles étranges en raison du nom donné pour des raisons historiques à certains des quarks constituant l’objet, appelés " quarks étranges "[16]. Des indications d’une possible détection indirecte de tels astres ont été obtenues depuis le courant des années 1990, sans trancher pour autant définitivement la question[17], mais cela ne change rien au fait qu'au delà d'une certaine masse ce type d'astre finisse par s'effondrer en trou noir, seule la valeur de la masse limite change.

En 2006, on distingue quatre grandes classes de trous noirs en fonction de leur masse : les trous noirs stellaires, supermassifs, intermédiaires et primordiaux (ou micro trous noirs). L’existence voire l’abondance de chaque type de trou noir est directement liée à la possibilité de leur formation.

Trous noirs stellaires

Illustration de la formation de jets. Au sein d’un système binaire composé d’un trou noir et d’une étoile, cette dernière voit son gaz arraché et aspiré vers le trou noir. En s’approchant le gaz engendre un disque d’accrétion qui fournit la matière dont est composée le jet.
Illustration de la formation de jets. Au sein d’un système binaire (Le système binaire est un système de numération utilisant la base 2. On nomme...) composé d’un trou noir et d’une étoile, cette dernière voit son gaz (Un gaz est un ensemble d'atomes ou de molécules très faiblement liés et...) arraché et aspiré vers le trou noir. En s’approchant le gaz engendre un disque d’accrétion qui fournit la matière dont est composée le jet.

Les trous noirs stellaires ont une masse de quelques masses solaires. Ils naissent à la suite de l’effondrement gravitationnel du résidu des étoiles massives (environ dix masses solaires et plus, initialement). En effet, lorsque la combustion (La combustion est une réaction chimique exothermique d'oxydoréduction. Lorsque la...) par les réactions thermonucléaires dans le cœur de l’étoile massive se termine, faute de carburant (Un carburant est un combustible qui alimente un moteur thermique. Celui-ci transforme...), une supernova se produit. Cette dernière peut laisser derrière elle un cœur qui continue à s’effondrer rapidement.

En 1939, Robert Oppenheimer (Robert Oppenheimer (22 avril 1904 à New York - 18 février 1967) est un physicien...) a montré que si ce cœur a une masse supérieure à une certaine limite (appelée limite d’Oppenheimer-Volkoff, et égale à environ 3,3 masses solaires), la force gravitationnelle l’emporte définitivement sur toutes les autres forces et un trou noir se forme.

L’effondrement vers un trou noir est susceptible d’émettre des ondes (Une onde est la propagation d'une perturbation produisant sur son passage une variation réversible...) gravitationnelles, qui devraient être détectées dans un futur proche avec des instruments tels que le détecteur (Un détecteur est un dispositif technique (instrument, substance, matière) qui change...) Virgo de Cascina en Italie, ou avec les deux interféromètres américains de LIGO (LIGO (pour Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) est un projet...). Les trous noirs stellaires sont aujourd’hui observés dans les binaires X et les microquasars et sont responsables parfois de l’apparition de jets tels que ceux observés dans certains noyaux actifs de galaxies.

Trous noirs supermassifs

Le jet émis depuis le centre de la galaxie M87 est probablement formé grâce à la présence d’un trou noir supermassif dont la masse est estimée à trois milliards de masses solaires. Seul un côté du jet est visible, il s'agit de celui dirigé vers nous. Celui-ci apparaît bien plus brillant que le contre jet, car ayant sa luminosité considérablement augmentée par l'effet de décalage vers le bleu, alors que le contre jet subit un décalage vers le rouge qui le rend bien moins lumineux.
Le jet émis depuis le centre de la galaxie (Galaxies est une revue française trimestrielle consacrée à la science-fiction. Avec...) M87 (M87 (aussi appelé Virgo A ou NGC 4486) est une galaxie elliptique géante située au...) est probablement formé grâce à la présence d’un trou noir supermassif dont la masse est estimée à trois milliards de masses solaires. Seul un côté du jet est visible, il s'agit de celui dirigé vers nous. Celui-ci apparaît bien plus brillant que le contre jet, car ayant sa luminosité considérablement augmentée par l'effet de décalage vers le bleu, alors que le contre jet subit un décalage vers le rouge qui le rend bien moins lumineux.

Les trous noirs supermassifs ont une masse comprise entre quelques millions et quelques milliards de masses solaires. Ils se trouvent au centre des galaxies et leur présence provoque parfois l’apparition de jets et du rayonnement X. Les noyaux de galaxies qui sont ainsi plus lumineux qu’une simple superposition (En mécanique quantique, le principe de superposition stipule qu'un même état quantique peut...) d’étoiles sont alors appelés noyaux actifs de galaxies.

Notre galaxie (Une galaxie est, en cosmologie, un assemblage d'étoiles, de gaz, de poussières et de...), la Voie lactée, contient un tel trou noir, ainsi qu’il a été démontré par l’observation des mouvements extrêmement rapides des étoiles proches du trou noir[18]. En particulier, une étoile nommée S2 a pu être observée lors d’une révolution complète autour (Autour est le nom que la nomenclature aviaire en langue française (mise à jour) donne...) d’un objet sombre non détecté en moins de onze ans. L’orbite elliptique de cette étoile l’a amenée à moins de vingt unités astronomiques de cet objet (soit une distance de l’ordre de celle Uranus-Soleil), et la vitesse à laquelle l’orbite est parcourue permet d’assigner une masse d’environ 2,3 millions de masses solaires pour l’objet sombre autour duquel elle gravite. Aucun modèle autre que celui d’un trou noir ne permet de rendre compte d’une telle concentration de matière dans un volume aussi restreint[19].

Le télescope (Un télescope, (du grec tele signifiant « loin » et skopein signifiant...) Chandra (Le satellite Chandra est un télescope à rayons X. Il a été lancé en 1999 par la navette...) a également permis d’observer au centre de la galaxie NGC 6240 deux trous noirs supermassifs en orbite (En mécanique céleste, une orbite est la trajectoire que dessine dans l'espace un corps...) l’un autour de l’autre. La formation de tels géants est encore débattue, mais certains pensent qu’ils se sont formés très rapidement au début de l’univers[20],[21].

Trous noirs intermédiaires

Les trous noirs intermédiaires sont des objets récemment découverts et ont une masse entre 100 et 10 000 masses solaires[22]. Dans les années 1970, les trous noirs de masse intermédiaire étaient supposés se former dans le cœur des amas globulaires, mais aucune observation (L’observation est l’action de suivi attentif des phénomènes, sans volonté de les...) ne venait soutenir cette hypothèse. Des observations dans les années 2000 ont montré l’existence de sources de rayons X ultralumineuses (Ultra-luminous X-ray source en anglais, ou ULX)[23]. Ces sources ne sont apparemment pas associées au cœur des galaxies où l’on trouve les trous noirs supermassifs. De plus, la quantité de rayons X observée est trop importante pour être produite par un trou noir de 20 masses solaires, accrétant de la matière avec un taux égal à la limite d’Eddington (limite maximale pour un trou noir stellaire).

Trous noirs primordiaux

Les trous noirs primordiaux, aussi appelés micro trous noirs ou trous noirs quantiques, auraient une taille très petite. Ils se seraient formés durant le Big Bang (d’où l’appellation trou noir " primordial "), suite à l’effondrement gravitationnel de petites surdensités dans l’univers primordial. Dans les années 1970, les physiciens Stephen Hawking (Stephen W. Hawking, CH, CBE, FRS, FRSA, est un physicien théoricien et cosmologiste anglais,...) et Bernard Carr ont étudié un mécanisme de formation des trous noirs dans l’univers primordial. Ils avancèrent l’idée d’une profusion de mini (MINI est une marque automobile de BMW Group. L'ancien modèle Mini était construit par MG Rover.) trous noirs, minuscules par rapport à ceux envisagés par la formation stellaire. La densité (La densité ou densité relative d'un corps est le rapport de sa masse volumique à la...) et la répartition en masse de ces trous noirs n’est pas connue et dépend essentiellement de la façon dont se produit une phase (Le mot phase peut avoir plusieurs significations, il employé dans plusieurs domaines et...) d’expansion rapide dans l’univers primordial, l’inflation cosmique. Ces trous noirs, de faible masse émettent s’ils existent un rayonnement gamma qui pourrait éventuellement être détecté par des satellites comme INTEGRAL. La non détection de ce rayonnement permet de mettre des limites supérieures sur l’abondance et la répartition en masse de ces trous noirs.

Selon certains modèles de physique des hautes énergies, il pourrait être possible de créer des mini trous noirs similaires en laboratoire[24], dans des accélérateurs de particules comme le LHC, installé près de Genève, en Suisse.

Observation (L’observation est l’action de suivi attentif des phénomènes, sans volonté de les...) des trous noirs

Jet de plasma observé en interférométrie dans la galaxie M87. L’effet est imputé au champ magnétique intense à proximité du trou noir supermassif en rotation situé au centre de la galaxie.
Jet de plasma ( En physique, le plasma décrit un état de la matière constitué de particules chargées (d'ions...) observé en interférométrie (L'interférométrie est une méthode de mesure qui exploite les interférences...) dans la galaxie M87. L’effet est imputé au champ magnétique (En physique, le champ magnétique (ou induction magnétique, ou densité de flux...) intense à proximité du trou noir supermassif en rotation situé au centre de la galaxie.

Les deux seules classes de trous noirs pour lesquelles on dispose d’observations nombreuses (indirectes, mais de plus en plus précises, voir paragraphe suivant) sont les trous noirs stellaires et supermassifs. Le trou noir supermassif le plus proche est celui qui se trouve au centre de notre galaxie à environ 8 kilo-parsecs.

Une des premières méthodes de détection d’un trou noir est la détermination de la masse des deux composantes d’une étoile binaire, à partir des paramètres orbitaux. On a ainsi observé des étoiles de faible masse avec un mouvement orbital très prononcé (amplitude de plusieurs dizaines de km/s), mais dont le compagnon (Le Compagnon (titre original : Alvin Journeyman) est un roman de fantasy publié en 1995...) est invisible. Le compagnon massif invisible peut généralement être interprété comme une étoile à neutrons ou un trou noir puisqu’une étoile normale avec une telle masse se verrait très facilement. La masse du compagnon (ou la fonction de masses, si l’angle d’inclinaison est inconnu) est alors comparée à la masse limite maximale des étoiles à neutrons (environ 3,3 masses solaires). Si elle dépasse cette limite, on considère que l’objet est un trou noir. Sinon, il peut être une naine blanche.

On considère également que certains trous noirs stellaires apparaissent lors des sursauts de rayons gamma (ou GRB, pour gamma-ray burst en anglais). En effet, ces derniers se formeraient via l’explosion d’une étoile massive (comme une étoile Wolf-Rayet) en supernova, et que dans certains cas (décrits par le modèle collapsar), un flash de rayons gamma est produit au moment où le trou noir se forme. Ainsi, un GRB[25] pourrait représenter le signal ( Termes généraux Un signal est un message simplifié et généralement codé. Il existe...) de la naissance d’un trou noir. Des trous noirs de plus faible masse peuvent aussi être formés par des supernovae classiques. Le rémanent de la supernova 1987A est soupçonné d’être un trou noir, par exemple.

Un deuxième phénomène directement relié à la présence d’un trou noir, cette fois pas seulement de type stellaire, mais aussi supermassif, est la présence de jets observés principalement dans le domaine des ondes radio. Ces jets résultent des changements de champ magnétique à grande échelle (La grande échelle, aussi appelée échelle aérienne ou auto échelle, est un...) se produisant dans le disque d’accrétion du trou noir.

Vers l’observation directe ?

La petitesse d’un trou noir stellaire (quelques kilomètres) rend son observation directe impossible. En guise d’exemple, et même si la taille angulaire d'un trou noir est plus grande que celle d’un objet classique, un trou noir d’une masse solaire (En astrophysique, la masse solaire est l'unité de masse conventionnellement utilisée pour les...) et situé à un parsec (Le parsec (symbole pc) est une unité de longueur utilisée en astronomie. Son nom vient de la...) (environ 3,26 années-lumière) aurait un diamètre (Dans un cercle ou une sphère, le diamètre est un segment de droite passant par le centre...) angulaire de 0,1 micro seconde d'arc. Cependant, la situation est plus favorable pour un trou noir supermassif. En effet, la taille d’un trou noir est proportionnelle à sa masse. Le trou noir du centre galactique a une masse, bien estimée, d’environ 2,6 millions de masses solaires. Son rayon de Schwarzschild (Le rayon de Schwarzschild est défini comme le rayon critique prévu par la géométrie de...) est donc d’environ 7 millions de kilomètres. La taille angulaire de ce trou noir, situé à environ 8,5 kiloparsecs est de l’ordre de 30 microsecondes d’arc. Cette résolution est inaccessible dans le domaine visible, mais est assez proche des limites actuellement atteignables en interférométrie radio. La technique de l’interférométrie radio, avec une sensibilité suffisante, est limitée en fréquence au domaine millimétrique. Un gain d’un ordre de grandeur en fréquence permettrait une résolution meilleure que la taille angulaire du trou noir. L’imagerie directe du trou noir du centre galactique est donc envisageable dans les années qui viennent. Le trou noir supermassif situé au centre de la galaxie M87 est environ 2000 fois plus éloigné (18,7 Mpc), mais estimé près de 1300 fois plus massif. Ce trou noir pourrait ainsi devenir le second trou noir imagé après celui de la Voie Lactée[26],[27].

Exemples de trous noirs stellaires

Cygnus X-1, détecté en 1965, est le premier objet astrophysique connu contenant un trou noir. C’est un système binaire constitué d’un trou noir en rotation et d’une étoile géante (Une étoile géante est une étoile de classe de luminosité II ou III. Dans le...).

Les systèmes binaires stellaires qui contiennent un trou noir avec un disque d’accrétion formant (Dans l'intonation, les changements de fréquence fondamentale sont perçus comme des variations de...) des jets sont appelés microquasars, en référence à leurs parents extragalactiques : les quasars. Les deux classes d’objets partagent en fait les mêmes processus physiques. Parmi les microquasars les plus étudiés, on notera GRS 1915+105, découvert en 1994 pour avoir des jets supraluminiques. Un autre cas de tels jets fut détecté dans le système GRO J1655-40. Mais sa distance est sujette à controverse et ses jets pourraient ne pas être supraluminiques. Notons aussi le microquasar (En astronomie, un microquasar est une étoile binaire contenant un objet compact tel qu'une étoile...) très spécial SS 433, qui a des jets persistants en précession (La formule mathématique qui décrit la précession d'une quantité s'écrit), et où la matière se déplace par paquets à des vitesses de quelques fractions de la vitesse de la lumière.

Exemples de trous noirs supermassifs

Les candidats trous noirs supermassifs ont premièrement été les noyaux actifs de galaxie et les quasars découverts par les radioastronomes dans les années 1960. Cependant, les observations les plus convaincantes de l’existence de trous noirs supermassifs sont celles des orbites des étoiles autour du centre galactique appelé Sagitarius A*. L’orbite de ces étoiles et les vitesses atteintes, ont permis aujourd’hui d’exclure tout autre type d’objet qu’un trou noir supermassif à cet endroit de la galaxie. Par la suite, des trous noirs supermassifs ont été détectés dans de nombreuses autres galaxies.

En février 2005, une étoile géante bleue, appelée SDSS J090745.0+24507 fut observée quittant notre galaxie avec une vitesse deux fois supérieure à la vitesse de libération de la Voie Lactée, soit 0,0022 fois la vitesse de la lumière. Quand on remonte la trajectoire (La trajectoire est la ligne décrite par n'importe quel point d'un objet en mouvement, et...) de cette étoile, on voit qu’elle croise le voisinage immédiat du centre galactique. Sa vitesse et sa trajectoire confortent donc également l’idée de la présence d’un trou noir supermassif à cet endroit dont l’influence gravitationnelle aurait provoqué l’éjection de cette étoile de la Voie Lactée.

En novembre 2004, une équipe d’astronomes a rapporté la découverte du premier trou noir de masse intermédiaire dans notre galaxie et orbitant à seulement trois années-lumière du centre galactique. Ce trou noir aurait une masse d’environ 1300 masses solaires et se trouve dans un amas de seulement sept étoiles. Cet amas est probablement le résidu d’un amas massif d’étoiles qui a été dénudé par la présence du trou noir central[28]. Cette observation conforte l’idée que les trous noirs supermassifs grandissent en absorbant des étoiles et autres trous noirs, qui pourra être confirmée par l’observation directe des ondes gravitationnelles émises par ce processus, par l’intermédiaire de l’interféromètre spatial LISA.

En juin 2004, des astronomes ont trouvé un trou noir supermassif, appelé Q0906+6930, au centre d’une galaxie lointaine d’environ 12,7 milliards d’années-lumière, c’est-à-dire lorsque l’univers était encore très jeune[29]. Cette observation montre que la formation des trous noirs supermassifs dans les galaxies est un phénomène relativement rapide.

Trous noirs et physique fondamentale (En musique, le mot fondamentale peut renvoyer à plusieurs sens.)

Théorèmes sur les singularités

Une question cruciale à propos des trous noirs est de savoir sous quelles conditions ils peuvent se former. Si les conditions nécessaires à leur formation sont extrêmement spécifiques, les chances que les trous noirs soient nombreux peuvent être faibles. Un ensemble (En théorie des ensembles, un ensemble désigne intuitivement une collection...) de théorèmes mathématiques (Les mathématiques constituent un domaine de connaissances abstraites construites à l'aide...) dus à Stephen Hawking et Roger Penrose (Sir Roger Penrose (né à Colchester le 8 août 1931) est un physicien et...) a montré qu’il n’en était rien : la formation des trous noirs peut se produire dans une variété de conditions extrêmement génériques. Pour des raisons évidentes, ces travaux ont été nommés théorèmes sur les singularités. Ces théorèmes datent du début des années 1970, époque où il n’y avait guère de confirmation observationnelle de l’existence des trous noirs. Les observations ultérieures ont effectivement confirmé que les trous noirs étaient des objets très fréquents dans l’univers.

Singularités nues et censure cosmique

Au centre d’un trou noir se situe une singularité gravitationnelle. Pour tout type de trou noir, cette singularité est " cachée " du monde (Le mot monde peut désigner :) extérieur par l’horizon des événements. Cette situation s’avère très heureuse : la physique actuelle ne sait certes pas décrire une singularité gravitationnelle, mais cela a peu d’importance car, celle-là étant à l'intérieur de la zone délimitée par l’horizon, elle n’influe pas sur les événements du monde extérieur. Il se trouve cependant qu’il existe des solutions mathématiques aux équations de la relativité générale dans lesquelles une singularité existe sans être entourée d’un horizon. C’est par exemple le cas pour les solutions de Kerr ou de Reissner-Nordström quand la charge ou le moment cinétique dépasse une certaine valeur critique. Dans ce cas, on ne parle plus de trou noir (il n’y a plus d’horizon, donc plus de " trou ") mais de singularité nue. De telles configurations sont extrêmement difficiles à étudier en pratique, car la prédiction du comportement de la singularité reste toujours impossible ; mais cette fois, il influence l’univers dans lequel nous vivons. L’existence de singularités nues a donc pour conséquence l’impossibilité d’une évolution déterministe de l’univers dans l’état des connaissances actuelles[30].

Ces éléments, ainsi que des considérations plus fondamentales, ont conduit le mathématicien anglais Roger Penrose à formuler en 1969 l’hypothèse dite de la censure cosmique, stipulant qu’aucun processus physique ne pouvait permettre l’apparition de singularités nues dans l’univers. Cette hypothèse, qui possède plusieurs formulations possibles, a été l’objet d’un pari entre Stephen Hawking d’une part et Kip Thorne et John Preskill d’autre part, ces derniers ayant parié que des singularités nues pouvaient exister. En 1991, Stuart L. Shapiro et Saul A. Teukolsky montrèrent sur foi de simulations numériques que des singularités nues pouvaient se former dans l’univers. Quelques années plus tard, Matthew Choptuik mit en évidence un ensemble important de situations à partir desquelles la formation de singularités nues était possible. Ces configurations demeurent cependant extrêmement particulières, et nécessitent un ajustement fin des conditions initiales pour mener à la formation des singularités nues. Leur formation est donc possible, mais en pratique extrêmement improbable. En 1997 Stephen Hawking reconnut qu’il avait perdu son pari avec Kip Thorne et John Preskill. Un autre pari a depuis été lancé, où des conditions plus restrictives sur les conditions initiales pouvant mener à des singularités nues ont été rajoutées.

Entropie des trous noirs (L'entropie des trous noirs est une notion issue de l'étude des trous noirs dans le cadre de la...)

En 1971, le physicien britannique Stephen Hawking montra que la surface totale des horizons des événements de n’importe quel trou noir classique ne peut jamais décroître. Cette propriété est tout à fait semblable à la deuxième loi de la thermodynamique (On peut définir la thermodynamique de deux façons simples : la science de la chaleur...), avec la surface jouant le rôle de l’entropie. Dans le cadre de la physique classique, on pourrait violer cette loi de la thermodynamique en envoyant de la matière dans un trou noir, ce qui la ferait disparaître de notre univers (L'Univers est l'ensemble de tout ce qui existe et les lois qui le régissent.), avec la conséquence d’un décroissement de l’entropie totale de l’univers.

Pour éviter de violer cette loi, le physicien Jacob Bekenstein proposa qu’un trou noir possède une entropie (En thermodynamique, l'entropie est une fonction d'état introduite en 1865 par Rudolf Clausius...) (sans en préciser la nature exacte), et qu’elle soit proportionnelle à la surface de son horizon. Bekenstein pensait alors que les trous noirs n’émettent pas de radiation (Le rayonnement est un transfert d'énergie sous forme d'ondes ou de particules, qui peut se...) et que le lien avec la thermodynamique n’était qu’une simple analogie et pas une description physique des propriétés du trou noir. Néanmoins Hawking a peu après démontré par un calcul de théorie quantique des champs (La théorie quantique des champs (QFT, abréviation du terme anglais Quantum field theory)...) que le résultat sur l’entropie des trous noirs est bien plus qu’une simple analogie et qu’il est possible de définir rigoureusement une température (La température est une grandeur physique mesurée à l'aide d'un thermomètre et...) associée au rayonnement des trous noirs (voir ci-dessous).

Utilisant les équations de la thermodynamique des trous noirs (La thermodynamique des trous noirs est la branche de l'étude des trous noirs qui s'est...), il apparaît que l’entropie d’un trou noir est proportionnelle à la surface de son horizon[31]. C’est un résultat universel qui peut être appliqué dans un autre contexte (Le contexte d'un évènement inclut les circonstances et conditions qui l'entourent; le...) aux modèles cosmologiques comportant eux aussi un horizon comme par exemple l’univers de de Sitter (La Sitter est une rivière du nord-est de la Suisse, et un affluent de la Thur.). L’interprétation microscopique de cette entropie reste par contre un problème ouvert, auquel la théorie des cordes (La théorie des cordes est l'une des voies envisagées pour régler une des questions...) a cependant réussi à apporter des éléments de réponse partiels.

Il a été ensuite montré que les trous noirs sont des objets à entropie maximale, c’est-à-dire que l’entropie maximale d’une région de l’espace délimitée par une surface donnée (Dans les technologies de l'information, une donnée est une description élémentaire,...) est égale à celle du trou noir de même surface[32],[33]. Ce constat a amené les physiciens Gerard ’t Hooft et ensuite Leonard Susskind (Leonard Susskind (né en 1940) est un physicien américain d'origine juive. Il enseigne la...) à proposer un ensemble d’idées, appelé principe holographique, basé sur le fait que la description de la surface d’une région permet de reconstituer toute l’information relative à son contenu, de la même façon qu’un hologramme (L'hologramme est le produit de l'holographie. Il s'agit historiquement d'un procédé de...) code des informations relatives à un volume sur une simple surface, permettant ainsi de donner un effet de relief (Le relief est la différence de hauteur entre deux points. Néanmoins, ce mot est souvent employé...) à partir d’une surface.

La découverte de l’entropie des trous noirs a ainsi permis le développement d’une analogie extrêmement profonde entre trous noirs et thermodynamique, la thermodynamique des trous noirs, qui pourrait aider dans la compréhension d’une théorie de la gravité quantique (La gravité quantique est une branche de la physique théorique tentant d'unifier la...).

Évaporation et radiation de Hawking

En 1974, Stephen Hawking appliqua la théorie quantique des champs à l’espace-temps courbé de la relativité générale, et découvrit que contrairement à ce que prédisait la mécanique (Dans le langage courant, la mécanique est le domaine des machines, moteurs, véhicules, organes...) classique, les trous noirs pouvaient effectivement émettre une radiation (proche d’une radiation thermique) aujourd’hui appelée rayonnement de Hawking[34] : les trous noirs ne sont donc pas complètement " noirs ".

La radiation de Hawking correspond en fait à un spectre de corps noir (En physique, un corps noir désigne un objet idéal dont le spectre électromagnétique ne dépend...). On peut donc y associer la " température " du trou noir, qui est inversement proportionnelle à sa taille[35]. De ce fait, plus le trou noir est important, plus sa température est basse. Un trou noir de la masse de la planète Mercure aurait une température égale à celle du rayonnement de fond diffus cosmologique (Le fond diffus cosmologique est le nom donné au rayonnement électromagnétique issu...) (à peu près 2,73 kelvins). Si le trou est plus massif, il sera donc plus froid (Le froid est la sensation contraire du chaud, associé aux températures basses.) que la température du fond et accroîtra son énergie plus vite qu’il n’en perdra via la radiation de Hawking, devenant ainsi encore plus froid. Un trou noir stellaire a ainsi une température de quelques microkelvins, ce qui rend la détection directe de son évaporation (L'évaporation est un passage progressif de l'état liquide à l'état gazeux. Elle est différente...) totalement inenvisageable. Cependant, pour des trous noirs moins massifs, la température est plus élevée, et la perte d’énergie associée lui permet de voir sa masse varier sur des échelles cosmologiques. Ainsi, un trou noir de quelques millions de tonnes s’évaporera-t-il en une durée inférieure à celle de l’âge de l'univers. Alors que le trou noir s’évapore, le trou noir devient plus petit, donc plus chaud. Certains astrophysiciens ont proposé que l’évaporation complète de trous noirs produirait un flash de rayons gamma. Ceci serait une signature de l’existence de trous noirs de très faible masse. Il s’agirait alors de trous noirs primordiaux. La recherche (La recherche scientifique désigne en premier lieu l’ensemble des actions entreprises en vue...) actuelle explore cette possibilité avec les données du satellite (Satellite peut faire référence à :) européen INTEGRAL[36].

Paradoxe (Un paradoxe est une proposition qui contient ou semble contenir une contradiction logique, ou un...) de l’information

Une question de physique fondamentale encore irrésolue au début du XXIe siècle est le fameux paradoxe de l’information. En effet, en raison du théorème de calvitie déjà cité (La cité (latin civitas) est un mot désignant, dans l’Antiquité avant la...), il n’est pas possible de déterminer a posteriori ce qui est entré dans le trou noir. Cependant, vue d’un observateur éloigné, l’information n’est jamais complètement détruite puisque la matière tombant dans le trou noir ne disparaît qu’après un temps infiniment long. Alors, l’information qui a formé le trou noir est-elle perdue ou pas ?

Des considérations générales sur ce que devrait être une théorie de la gravité quantique suggèrent qu’il ne peut y avoir qu’une quantité finie et limitée d’entropie (i.e. une quantité maximale et finie d’information) associée à l’espace près de l’horizon du trou noir. Mais la variation de l’entropie de l’horizon plus celle de la radiation Hawking est toujours suffisante pour prendre en compte toute l’entropie de la matière et de l’énergie tombant dans le trou noir… Mais restent de nombreuses questions. En particulier au niveau quantique, est-ce que l’état quantique de la radiation de Hawking est déterminé de manière unique par l’histoire de ce qui est tombé dans le trou noir ? De même, est-ce que l’histoire de ce qui est tombé est déterminée de manière unique par l’état quantique du trou noir et de sa radiation ? En d’autres termes, est-ce que les trous noirs sont, ou ne sont pas, déterministes ? Cette propriété est bien sûr conservée dans la relativité générale comme dans la physique classique, mais pas dans la mécanique quantique (La mécanique quantique est la branche de la physique qui a pour but d'étudier et de...).

Pendant de longues années, Stephen Hawking a maintenu sa position originelle de 1975 voulant que la radiation de Hawking soit entièrement thermique (La thermique est la science qui traite de la production d'énergie, de l'utilisation de...), et donc complètement aléatoire, représentant ainsi une nouvelle source d’information non-déterministe. Cependant, le 21 juillet 2004, il présenta un nouvel argument, allant à l’opposé de sa première position[37],[38],[39]. Dans ses nouveaux calculs, l’entropie associée à un trou noir serait effectivement inaccessible à un observateur extérieur. De plus dans l’absence de cette information, il est impossible de relier de manière univoque l’information de la radiation de Hawking (contenue dans ses corrélations internes) à l’état initial du système. Cependant, si le trou noir s’évapore complètement, cette identification univoque peut être faite et l’unitarité est préservée (l’information est donc conservée). Il n’est pas clair que la communauté scientifique spécialisée soit absolument convaincue par les arguments présentés par Hawking[40]. Mais Hawking lui-même fut suffisamment convaincu pour régler le pari qu’il avait fait en 1997 avec le physicien John Preskill de Caltech, provoquant ainsi un énorme intérêt des médias (On nomme média un moyen impersonnel de diffusion d'informations (comme la presse, la radio, la...).

En juillet 2005, l’annonce de Hawking a donné lieu à une publication dans la revue Physical Review[41] et fut débattue par la suite au sein de la communauté scientifique sans qu’un consensus net ne se dégage quant à la validité de l’approche proposée par Hawking[42],[43].

Trous noirs et trous de ver (Les vers constituent un groupe très hétérogène d'animaux invertébrés...)

Schéma d’un trou de ver.
Schéma d’un trou de ver (Un trou de ver est un « tunnel » reliant un trou noir et un trou blanc.).

La relativité générale indique qu’il existerait des configurations dans lesquelles deux trous noirs sont reliés l’un à l’autre. Une telle configuration est habituellement appelée trou de ver ou plus rarement pont (Un pont est une construction qui permet de franchir une dépression ou un obstacle (cours...) d’Einstein-Rosen. De telles configurations ont beaucoup inspiré les auteurs de science-fiction (Cette liste référence les auteurs de science-fiction par langue et ordre...) (voir par exemple les références de la section Culture populaire) car elles proposent un moyen de voyager très rapidement sur de grandes distances, voire voyager dans le temps. En pratique, de telles configurations, si elles sont autorisées par la relativité générale, semblent totalement irréalisables dans un contexte astrophysique, car aucun processus connu ne semble permettre la formation de tels objets[44].

Culture populaire

Quand on parle de " culture populaire " à propos de trou noir, on pense souvent à science-fiction (La science-fiction, prononcée /sjɑ̃s.fik.sjɔ̃/ (abrégé en...). On y trouve, au cinéma (On nomme cinéma une projection visuelle en mouvement, le plus souvent sonorisée. Le terme...) ou dans le domaine littéraire, beaucoup d’inspiration.

  • Dans les films
    • (en) The Black Hole (1979), de Gary Nelson, est un film des studios Disney.
    • (en) Event horizon (1997), de Paul W.S. Anderson.
    • (en) Sphere (1998), de Barry Levinson.
    • (en) The Void (2002), de Gilbert M. Shilton.
    • Dans la mythologie de La Guerre des étoiles, Evona, l’un des deux soleils du système dont est originaire le peuple (Le terme peuple adopte des sens différents selon le point de vue où l'on se place.) des Hutt a été englouti par un trou noir.
  • Dans la littérature
    • Les Cantos d'Hypérion, de Dan Simmons (Dan Simmons (né le 4 avril 1948 à Peoria, Illinois), est un écrivain...).
    • Contact, de Carl Sagan (Carl Sagan (9 novembre 1934 à Brooklyn, New York –...), adapté au cinéma (voir Contact).
    • La Grande Porte, de Frederik Pohl (Frederik Pohl, né le 26 novembre 1919, est un écrivain et un éditeur de...).
    • Une singularité nue et ses effets non déterministes sont à la base du livre Radix, de l’auteur états-unien Alfred Angelo Attanasio (Alfred Angelo Attanasio, né le 20 septembre 1951 à Newark, New Jersey, est un auteur de...), paru en 1981.
    • Dans les romans Ilium et Olympos de Dan Simmons des trous de ver entre trous noirs branaires (brane holes) sont utilisés comme moyen de transport (Le transport est le fait de porter quelque chose, ou quelqu'un, d'un lieu à un autre, le plus...) par les Moravecs pour se déplacer à travers le système solaire.
    • Le roman de l’auteur américain John Varley (John Herbert Varley est un écrivain américain de science-fiction, né le...), Le Canal Ophite parle de " chasseurs de trous noirs ".
    • Le Festin des dieux (1991) par l’écrivain Éric Jacob.
    • L’essai Eureka écrit en 1848 par Edgar Allan Poe qui inclut une intuition cosmologique qui anticipe les trous noirs et la théorie du Big Bang.
  • Dans les séries télévisées
    • Andromeda, le protagoniste et son vaisseau (Andromeda) sont happés par un trou noir et y sont prisonniers dans le temps pendant 300 ans.
    • Babylon 5 (par période / genre / pays Liste complète), le voyage (Un voyage est un déplacement effectué vers un point plus ou moins éloigné dans un but personnel...) spatial est rendu (Le rendu est un processus informatique calculant l'image 2D (équivalent d'une photographie)...) possible par des zones de singularité créées artificiellement.
    • Stargate SG-1 (par période / genre / pays Liste complète), dans l’épisode 16 de la saison (La saison est une période de l'année qui observe une relative constance du climat et de...) 2, SG-10 en mission sur P3W-451 est confronté à l’apparition d’un trou noir.
    • Stargate (Stargate est un univers de science-fiction basé sur des voyages entre des planètes...) SG-1, dans l’épisode 6 de la saison 9, une planète s’effondre en un trou noir par la volonté des Ori (Les Ori sont, dans l'univers fictif de Stargate, une faction religieuse des Alterans. Ce sont les...), afin d’activer une porte des étoiles (Une porte des étoiles est un appareil de transport interplanétaire fictif du film...) géante.
    • Stargate SG-1, les vaisseaux inter-planetaires se déplacent rapidement grâce à un saut dans l'hyperespace. Celui-ci est relié à la théorie des trous noirs (voir graphique sur les trous de ver).
  • En musique
    • La chanson Cygnus X-1 de l’album A Farewell to Kings (1977) par le groupe Rush
    • La chanson Black Holes de l’album Great White North (1981) par Bob & Doug MacKenzie
    • La chanson " Supermassive Black hole " de l'album " Black Holes and Revelations " (2006) par le groupe Muse
    • La chanson " Black Hole Sun " de l'album " Superunknown " (1994) par le groupe Soundgarden
  • En bande dessinée
    • Le comics Warheads (édité par Marvel UK) décrit les aventures de mercenaires se servant de trous noirs pour se déplacer à travers l’espace.
  • Dans le domaine du jeu vidéo (La vidéo regroupe l'ensemble des techniques, technologie, permettant l'enregistrement ainsi que la...)
    • Outcast où la Terre est menacé d’être engloutie par un trou noir, après un accident.
    • Star Fox ou l'Arwing peut voyager d'une partie de l'espace à une autre grâce à un trou noir

Notes et références

  1. On parle ici de trou noir de Schwarzschild.
  2. Schwarzschild, K. (1916). Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie. Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften 1, 189-196.
  3. Parmi les premières observations de Cygnus X-1 par Uhuru, on retiendra : Oda et al., X-Ray Pulsations from Cygnus X-1 Observed from UHURU, (1971) ApJ, 166, 1
  4. Les premières indications que Cygnus X-1 est un trou noir, à partir des observations de Uhuru, sont publiées par : Eardley, D. M. et Press, W. H. Astrophysical processes near black holes, (1976) ARAA, 13, 381.
  5. Voir l’ouvrage de Kip S. Thorne, Trous noirs et distorsions du temps cité en Bibliographie.
  6. ab La relativité générale est une théorie relativiste de la gravitation, mais qui ne peut prendre en compte les effets de mécanique quantique. Or une singularité gravitationnelle est une région dans laquelle ces effets quantiques jouent un rôle prépondérant.
  7. Le satellite Gravity Probe B, lancé en 2004, a notamment pour mission de mettre en évidence cet effet.
  8. Voir par exemple le livre de Robert M. Wald cité en bibliographie.
  9. Par exemple, l’entropie des trous noirs n’a à l’heure actuelle d’interprétation microscopique que pour certains types de trous noirs dans des espace-temps à cinq dimensions.
  10. (en) Rev. J. Michell, B. D. F. R. S. In a Letter to Henry Cavendish, Esq. F. R. S. and A. S. On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose., " Philosophical Transactions of the Royal Society of London ", vol. 74 (1784) pp.35-57 (url link) (ISSN 0261-0523) Voir aussi Historique des trous noirs (Cet article traite de la partie historique relative à la découverte et la...).
  11. Il est donc faux de dire, comme on le voit souvent, que le mouvement de l’objet tombant sur le trou noir se " gèle ", ou s’arrête. En pratique il est devenu invisible avant de s’arrêter complètement.
  12. Voir Force de marée#Le cas des trous noirs pour les détails.
  13. Contrairement à une idée reçue répandue. Cependant, si l'interaction forte était moins intense, alors la pression de dégénérescence des nucléons pourrait éventuellement assurer l'équilibre de l'étoile. On pourra consulter avec profit (lien) pour plus de détails.
  14. Une naine blache est principalement composée d'hélium (L'hélium est un gaz noble ou gaz rare, pratiquement inerte. De numéro atomique 2, il...) de carbone (Le carbone est un élément chimique de la famille des cristallogènes, de symbole C,...) et d'oxygène (L’oxygène est un élément chimique de la famille des chalcogènes, de...), qui peuvent effectivement fusioner en des éléments plus lourds.
  15. Selon la masse de l'étoile progénitrice, son cœur va s'effondrer en étoile à neutrons (masse de l'étoile plus faible), soit en trou noir (masse plus élevée).
  16. (en) Charles Alcock, Edward Fahri & Angela Olinto, Strange stars, Astrophysical Journal, 310, 261-272 (1986) Résumé disponible sur ADS: 1986ApJ...310..261A.
  17. Voir par exemple (en) Jeremy J. Drake et al., Is RX J185635-375 a Quark Star?, Astrophysical Journal, 572, 996-1001 (2002), Article disponible sur arXiv (arXiv (à prononcer comme on prononce « archive » en anglais, avec le...): astro-ph/0204159. (en).
  18. (en) Star Orbiting Massive Milky Way Centre Approaches to within 17 Light-Hours (communiqué de presse ESO, 16 octobre 2002)
  19. Voir le site Galactic Center Research at MPE du Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik et en particulier l’animation montrant la trajectoire de l’étoile S2. Voir également R. Schödel et al., Closest Star Seen Orbiting the Supermassive Black Hole at the Centre of the Milky Way, Nature (journal), 419, 694 (17 octobre 2002), Article disponible sur arXiv: astro-ph/0210426. (en)
  20. (en) Volonteri M., Rees M. J., Rapid Growth of High-Redshift Black Holes, (2005), ApJ, 633, 624 Article disponible sur arXiv: astro-ph/0506040. (en)
  21. (en) Voir aussi l'article sur le site de Universe Today.
  22. (en) Voir la revue de M.C. Miller et E.J.M. Colbert. Article disponible sur arXiv: astro-ph/0308402. (en)
  23. (en) J. R. Sánchez Sutil, A catalogue of ultra-luminous X-ray source coincidences with FIRST radio sources], Astronomy and Astrophysics, vol. 452, t. 2, juin 2006, pp. 739-742. Résumé disponible sur ADS: 2006A%26A...452..739S
  24. (en) Voir l’article du Scientific American Magazine (no  de mai 2005), intitulé Quantum Black Holes.
  25. On parle ici principalement de GRB " longs ", formés par les étoiles massives. La deuxième classe de GRB, les " courts ", sont considérés comme le résultat de la fusion (En physique et en métallurgie, la fusion est le passage d'un corps de l'état solide vers l'état...) de deux étoiles à neutrons, ce qui donne lui aussi un trou noir… Mais leur compréhension est plus difficile que les GRB longs. Car le phénomène de coalescence de deux objets très compacts nécessite l’utilisation de simulations numériques extrêmement complexe. Comparativement, l’explosion d’une étoile massive est plus simple.
  26. (en) T. P. Krichbaum et al., Towards the Event Horizon - The Vicinity of AGN at Micro-Arcsecond Resolution, comptes rendus du 7e symposium européen sur les réseaux VLBI (Tolède, Espagne, 12-15 octobre 2004). Article disponible sur arXiv: astro-ph/0411487. (en).
  27. (en) M. Miyoshi et al., An approach Detecting the Event Horizon of SGR A*, ibid.. Article disponible sur arXiv: astro-ph/0412289. (en)
  28. (en) Voir J.-P. Maillard et al., The nature of the Galactic Center source IRS 13 revealed by high spatial resolution in the infrared, Astronomy and Astrophysics, 423, 155-167, 2004, Article disponible sur arXiv: astro-ph/0404450. (en)
  29. (en) Roger W. Romani et al., Q0906+6930 : The Highest-Redshift Blazar, Astrophysical Journal, 610, L9-L12 (2004), Article disponible sur arXiv: astro-ph/0406252. (en)
  30. L’élaboration d’une théorie de la gravité quantique est la condition de résolution de ce problème.
  31. Elle est égale au quart de la surface de l’horizon en unités de Planck (En physique, les unités de Planck sont un système d'unités de mesure, en...), c’est-à-dire dans un système d’unités où la vitesse de la lumière c, la constante de Newton G, la constante de Planck réduite (La constante de Planck réduite, ou constante de Dirac (du nom du physicien Paul Dirac),...) \hbar et la constante de Boltzmann kB sont toutes égales à 1. Voir l’article entropie des trous noirs pour plus détails.
  32. (en) Raphael Bousso The holographic principle, Reviews of Modern Physics, 74 825-874 (2002)
  33. (en) Parthasarathi Majumdar, Black Hole Entropy and Quantum Gravity. Talk given at the National Symposium on Trends and Perspectives in Theoretical Physics, Calcutta, India, Apr 1998. Article disponible sur arXiv: gr-qc/9807045. (en)
  34. S. W. Hawking, Particle creation by black holes, Commun. Math. Phys., 43, 199-220 (1975) Voir en ligne, Erratum, ibid, 46, 206-206 (1976).
  35. En terme d’ordre de grandeur, la température d’un trou noir en unités de Planck correspond à l’inverse de sa taille en unités de Planck. Pour un trou noir stellaire, sa taile se compte en kilomètres, soit 1038 fois la longueur de Planck (En physique, la longueur de Planck ou échelle de Planck est une unité de longueur qui fait partie...). Sa température est donc de l’ordre de 10-38 fois la température de Planck, qui vaut dans les 1032 kelvins. La température d’un trou noir stellaire est donc de l’ordre de 10-6 kelvins.
  36. Voir par exemple Azar Khalatbari, Trous noirs primordiaux : Les poids plume (Une plume est, chez les oiseaux, une production tégumentaire complexe constituée de...) disparus, Ciel (Le ciel est l'atmosphère de la Terre telle qu'elle est vue depuis le sol de la planète.) & Espace, juin 2002 Voir en ligne.
  37. (en) Black holes and the information paradox. Prepared for GR17 : 17th International Conference on General Relativity and Gravitation, Dublin, Irlande, 18-24 juillet 2004
  38. (en) Voir l’article (payant) du magazine anglais Nature, intitulé " Hawking changes his mind about (L’about est un terme de charpenterie désignant l’extrémité façonnée d’une...) black holes " (Hawking a changé d’avis sur les trous noirs).
  39. Voir aussi l’article sur le site space.com.
  40. (en) This Week’s Finds in Mathematical Physics (Week 207), entrée dans le blog (Un blog ou blogue est un site Web constitué par la réunion de billets...) de John Baez consacrée à la conférence GR17 de Dublin 2004.
  41. (en) S. Hawking, Information Loss in Black Holes, Physical Review D, 72, 084013 (2005) Article disponible sur arXiv: hep-th/0507171. (en)
  42. (en)Article du blog de Lubos Motl consacré à la résolution d’Hawking du paradoxe de l’information pour les trous noirs.
  43. (en) Citation scientifiques de l’article de Hawking d’après la base de données (En informatique, une base de données (Abr. : « BD » ou...) SPIRES.
  44. Voir livre de Robert M. Wald dans la section bibliographie, page 156.
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