Observation et détection des trous noirs Article, Signification, Explication

La détection des trous noirs repose sur des indices astronomiques. Au cours des deux dernières décennies, les astronomes et physiciens du monde entier ont cherché à déduire leur présence, à défaut de prouver leur existence par observation directe. Quatre types de procédés ont été utilisés, soit quatre indices : à chaque fois, il s'agit de détecter l'influence du trou noir très massif et dense sur son environnement proche, à l'échelle astronomique.

Les observations concernent deux types de trous noirs : ceux ayant la masse d'une étoile typique (4 à 15 masses solaires), et ceux ayant la masse d'une galaxie typique (les trous noirs supermassifs). Les indices ne sont pas non plus des observations directes au sens strict du terme, mais découlent du comportement des étoiles et d'autres objets existants à proximité du trou noir soupçonné. Il faut noter qu'il n'a pas été observé de trous noirs du troisième type, les trous noirs primordiaux.

Accrétion et rayonnements

Le trou noir est souvent entouré de matière diverse, à savoir en majorité des corps stellaires plus ou moins importants, de l'étoile aux nuages gazeux, parfois des débris d'astéroïdes... Dans le cas d'un trou noir stellaire en rotation (dit de Kerr), la matière peut provenir d'une étoile compagne qui, attirée par la gravité du trou noir, produit autour de celui-ci un disque d'accrétion (ce qui provoque un très important rayonnement X). La matière qui tombe vers le trou noir décrit alors un mouvement en spirale accéléré, elle s'enroule autour de la singularité qui l'attire. Si la matière n'est pas engloutie, parce que trop éloignée ou animé d'une vitesse suffisante pour échapper à l'attraction du trou noir, elle est tout au moins déviée. C'est ce mouvement elliptique bien particulier qui peut être détecté, le plus simple étant alors de considérer soit la lumière visible qui parvient jusqu'à nous, soit les rayonnements X ou infra-rouge.

Lentille gravitationnelle

Les scientifiques expliquent aujourd'hui grâce au trou noir (parfois grâce aux quasars) l'effet de lentille gravitationnelle. Les rayons lumineux, qui se propagent en ligne droite à travers l'espace-temps, s'incurvent de façon notable en passant à proximité d'un trou noir. La lumière est donc déviée en direction de la source gravitationnelle, et elle le fait de manière détectable par nos télescopes. Par exemple, si une galaxie semble anormalement grande compte-tenu de ses caractéristiques (distance, taille...), on peut supposer qu'il existe un trou noir entre elle et la Terre, qui agit comme une lentille en déviant les rayons lumineux (comme le ferait une lentille de verre classique). Aux distances astronomiques considérées, la déviation donne naissance à une illusion de grossissement caractéristique, parfois à un dédoublement de l'image perçue.

Rayonnement X

La détection du disque d'accrétion, constitué de résidus et de matière stellaires en grande partie, provient d'une perte d'énergie. En effet, les différents constituants du disque entourant le trou noir sont inévitablement amenés à s'entrechoquer dans leur course vers l'horizon. Lors de ces collisions (qui seraient maximales vers 200-250 km du rayon de Schwarzschild), il y a transfert d'énergie: les particules diverses perdent de l'énergie au profit du milieu, tout en décrivant une trajectoire qui devient de plus en plus spiralée.

Cette perte d'énergie gravitationnelle de l'ensemble du disque d'accrétion est convertie pour une très large part en chaleur. Ce phénomène est amplifié par la compression de plus en plus forte qui s'exerce sur la matière, à mesure qu'elle se rapproche du centre du trou noir (et par certains effets de marées complexes). Tout ceci provoque un rayonnement X intense, détectable par les télescopes et satellites modernes (le plus connu est le télescope américain Chandra).

On pense avoir trouvé des trous noirs de 10 à 100 milliards masses solaires au sein de noyaux galactiques actifs (AGN), en utilisant la radioastronomie et l'astronomie rayons X. L'idée selon laquelle il existerait de tels trous noirs supermassifs au centre de la plupart des galaxies, y compris au centre de notre propre Voie lactée, est régulièrement confortée par des observations et des mesures expérimentales.Ainsi, Sagittarius A est maintenant considéré comme le candidat le plus plausible pour l'emplacement d'un trou noir supermassif au centre de la Voie lactée.

Jet de plasma

Dans le cas des trous noirs de Kerr en rotation, la matière avalée tournant en leurs centres permettrait de développer un champ magnétique élevé. Des particules de très haute énergie pourraient être émises près du trou noir, par la matière en train de s'y effondrer, ceci provoquant des jets émis le long de l'axe de rotation du trou noir, dans la direction des pôles Nord et Sud. Dans le cas des trous noirs supermassifs, ayant une masse de plusieurs milliards de fois celle du Soleil, d'immense jets de plasma existeraient. Et en effet, des observations sont venues confirmer ces hypothèses.

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 Schwarszchild 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.

Evidement, 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 neutron 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 Å“uvre 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.

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.

Singularité nue

Dans les années 1970, Kip Thorne avait émis l'hypothèse qu'un trou noir avec horizon ne pouvait se former que si toute la masse s'effondrait dans toutes les directions en même temps, la singularité était sphérique. Si ce n'était pas le cas et que l'étoile s'effondrait asymétriquement, il pouvait se former une singularité « nue », visible, en violation du principe des censures cosmiques de Penrose. Il s'accordait également pour démontrer que si cet objet tournait sur lui-même bout à bout, il émettrait de fortes ondes gravitationnelles. Les travaux des chercheurs de l'Université Cornell semblent aller dans ce sens.

En 1990, à l'université Cornell, Stuart Shapiro et Saul Teukolsky, déjà connus pour leurs modèles des étoiles effondrées, sont parvenus à démontrer à partir de simulations informatiques que sous certaines conditions les singularités pouvaient être visibles. Dans ce cas, la théorie de la relativité générale ne peut plus guider les cosmologistes pour prédire l'évolution future de l'univers.

Il s'avère que si une masse hétérogène de forme allongée, une prolate très massive s'effondre jusqu'au stade ultime, elle se transforme non pas en corps sphérique, mais linéaire, en forme de cigare, avec une singularité nue à chaque extrémité. Selon les calculs de Stuart Shapiro et Saul Teukolsky, les oblates qui s'effondrent sur elles-mêmes prennent une forme aplatie avant de devenir prolate et de s'effondrer de la même manière. Leurs calculs tiennent comptent de la théorie d'Einstein, gommant du fait même le défaut majeur de la théorie de la relativité générale : la singularité.

L'information peut s'extraire d'une singularité nue et quitter son emprise gravitationnelle. Ce rayonnement que personne n'a jamais vu et qu'il est encore impossible de décrire serait émis par la singularité sans référence à la loi de causalité. Les informations nous parviendraient dans un ordre tout à fait aléatoire, brisant la flèche temporelle du passé vers l'avenir. La perte de masse par rayonnement gravitationnel serait très inférieure à 1%, ce qui signifie que toute l'énergie de ces corps (gravitationnelle, cinétique et potentielle) se trouverait confinée dans la singularité.

Enthousiasmés par leur découverte, les chercheurs de Cornell poursuivent leurs recherches mais n'en restent pas moins réalistes. Shapiro disait en 1990 : « Les objets que nous avons étudiés n'existent probablement pas dans la réalité ». Il est vrai que ce scénario n'a pas la prétention d'être une théorie et ces simulations n'en sont pas les démonstrations. Pour asseoir leur découverte, de manière à ce qu'elle soit plus conforme à la réalité, l'équipe de Cornell tente d'élaborer un modèle plus réaliste des singularités, en choisissant d'autres matières, des masses moins hétérogènes ou des vitesses de rotation différentes. Si leur modèle pouvait prédire un événement vérifiable dans l'univers, toute la théorie physique en serait bouleversée. L'outil qui devait guider les astrophysiciens relativistes serait ébranlé et la seule échappatoire serait d'aboutir à une théorie quantique relativiste - la gravité quantique. Mais d'aucun considère que ces simulations sont trop artificielles et qu'il ne faut pas - ou pas encore... - les prendre « au pied de la lettre », à l'image des films de fiction tel Deep Space 9 ou Stargate SG-1.

Bien que très en-deçà du pouvoir de résolution des télescopes actuels - une singularité d'un milliard de masses solaires (0.0001") serait détectable à 0.5 parsecs, la découverte directe d'une seule singularité nue ferait vaciller toute les prédictions concernant l'évolution de l'univers. Seul un réseau interférométrique intercontinental ou un hypertélescope pourrait détecter une telle entité.

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