Observation et détection des trous noirs - Définition

Système binaire

Deux cas de système binaire sont étudiés : celui où deux étoiles de masses équivalentes se rapprochent, et celui où une étoile est attirée par un trou noir de même masse. Il faut donc pouvoir différencier ces deux cas de figures. Dans le second, l'étoile peut se rapprocher bien plus près du centre du trou noir qu'elle ne le ferait avec l'étoile, car le trou noir est souvent bien plus petit. En effet, le rayon de Schwarzschild est généralement faible, de l'ordre de quelques mètres à plusieurs dizaines de kilomètres. À cette distance, les forces gravitationnelles sont extrêmement importantes.

L'activité gravitationnelle émet des ondes gravitationnelles, constituées de gravitons qui traversent l'espace-temps avec les mêmes propriétés que les ondes. Les gravitons sont beaucoup moins énergétiques que la plupart des autres particules; leur détection est normalement impossible, sauf si ces gravitons sont présents dans des énergies inhabituellement hautes. Pour étudier cette éventualité, John Weber utilisa en 1960 de gros cylindres d'Aluminium de plusieurs tonnes, qu'il disposa à plusieurs centaines de kilomètres les uns des autres, faisant office de détecteurs : lors du passage d'ondes gravitationnelles, les cylindres devraient être très légèrement comprimés, puis distendus. C'est ce qui se passa effectivement, et l'hypothèse selon laquelle un trou noir se situerait au centre de notre Galaxie fut alors formulée. En Italie, près de Pise, le détecteur Virgo a été mis au point pour écouter le « chant gravitationnel » des trous noirs. Constitués de deux bras de 3km chacun, disposés perpendiculairement, il devrait lui aussi vibrer au rythme du passage des ondes gravitationnelles.

Évidemment, cet angle d'attaque est limité : les mesures doivent être très précises à des échelles très faibles, et le phénomène est ponctuel (bien que certainement régulier). Trois sujets d'étude s'offrent donc aux astronomes : étudier une nouvelle fois le rayonnement X, chercher à déterminer la masse du corps invisible mais influant sur l'étoile (suspecté d'être un trou noir), ou étudier le spectre de l'étoile du système binaire. Dans l'absolu, les trois voies de recherche sont liées. En effet, on peut déterminer la masse totale d'un système binaire à condition de connaître sa distance à la Terre, et sa période de révolution ; mais l'étude d'un spectre donne des informations sur la masse de la source. Sachant que la masse d'une étoile est aujourd'hui déterminable, la masse de l'éventuel trou noir est simplement déduite par rapport à la masse de l'ensemble du système binaire (qui doit être estimée le plus précisément possible).

Le décalage vers le rouge

Une première voie d'observation est donc l'étude du spectre de l'étoile. En fait, c'est le spectre qui va permettre d'identifier le système binaire et non l'inverse. Lorsqu'on regarde la zone des infrarouges de l'étoile, on s'aperçoit qu'il varie périodiquement au cours du temps. L'étoile tourne autour du trou noir de manière périodique et son spectre va avoir, d'après un phénomène nommé décalage vers le rouge, la particularité d'osciller du bleu au rouge. Il s'agit en fait de l'effet Doppler appliqué aux ondes lumineuses : concernant un spectre classique (phase a)), lorsque la source de rayonnement s'approche de nous, la fréquence de rayonnement augmente (phase b)), et inversement (phase c)), ce qui modifie l'allure du spectre vis-à-vis des infra-rouges.

Pourtant, ce seul critère ne suffit pas, car il peut très bien se produire dans le cas d'un système binaire à deux étoiles massives. Le compagnon invisible n'est donc pas forcément un trou noir, mais peut-être une naine blanche, une étoile à neutrons ou encore une étoile trop peu lumineuse pour pouvoir être vue (ce qui semble beaucoup moins probable, compte tenu des impératifs de taille et de masse)...

Pour savoir si le compagnon invisible est bel et bien un trou noir, il existe deux méthodes :

• on peut mesurer sa masse, grâce à son spectre d'émission déjà étudié. Si cette masse dépasse la limite d'Oppenheimer-Volkoff (environ égale à trois masses solaires), ce sera un trou noir. Cette méthode est relativement difficile à mettre en œuvre à l'heure actuelle;
• on peut aussi chercher à détecter si l'étoile (le compagnon visible) cède de la matière au corps invisible, via un disque d'accrétion. Il s'agit donc d'étudier une nouvelle fois le rayonnement X.

Rayon X dans le système binaire

Comment savoir si ces rayons X proviennent d'un trou noir ? Il faut regarder de quelle manière sont émis ces rayons. Si le disque d'accrétion est instable, du fait de sa haute température, on peut avoir des sursauts de rayons X (c'est-à-dire qu'une quantité de matière chaude se sera formée de façon abrupte) : le compagnon sera soit un trou noir, soit une vieille étoile à neutron. Ensuite, pour les différencier, il faut regarder si le disque d'accrétion émet jusqu'au centre du compagnon invisible. Si c'est le cas, alors ce sera une étoile à neutron âgée ; dans le cas contraire, ce sera un trou noir. Toutefois, pour cette méthode, il faut pouvoir observer précisément tout le système binaire, ce qui implique qu'il soit assez proche de la Terre. Cela nous renvoie aux limites optiques des télescopes et des satellites actuels.

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

Liens externes

Détection des trous noirs, un site complet traitant ce sujet