Trou noir - Partie 2

Vers l’observation directe ? [modifier]

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 et situé à un parsec (environ 3,26 années-lumière) aurait un diamètre 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 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 [modifier]

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.

Les systèmes binaires stellaires qui contiennent un trou noir avec un disque d’accrétion formant 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 très spécial SS 433, qui a des jets persistants en précession, 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 [modifier]

Image composite en fausses couleurs d’une galaxie contenant un trou noir supermassif produisant des jets. L’image est décomposée en bleu pour les rayons X observé par le satellite Chandra, en jaune l’image dans le domaine optique prise par le Digitized Sky Survey, en vert l’image du NRAO dans le domaine radio, et finalement en rouge l’image radio dans la fréquence spécifique à la raie à 21 cm de l’hydrogène. L’image illustre bien la complémentarité des observations dans des longueurs d’onde très différentes pour étudier les différents aspects des trous noirs. Ici les rayons X montrent les jets et le gaz chaud, l’image optique les étoiles et la poussière interstellaire, l’image radio les jets également, et l’image de l’hydrogène à 21 cm montre la distribution du gaz froid.
Image composite en fausses couleurs d’une galaxie contenant un trou noir supermassif produisant des jets. L’image est décomposée en bleu pour les rayons X observé par le satellite Chandra, en jaune l’image dans le domaine optique prise par le Digitized Sky Survey, en vert l’image du NRAO dans le domaine radio, et finalement en rouge l’image radio dans la fréquence spécifique à la raie à 21 cm de l’hydrogène. L’image illustre bien la complémentarité des observations dans des longueurs d’onde très différentes pour étudier les différents aspects des trous noirs. Ici les rayons X montrent les jets et le gaz chaud, l’image optique les étoiles et la poussière interstellaire, l’image radio les jets également, et l’image de l’hydrogène à 21 cm montre la distribution du gaz froid.

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 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 [modifier]

Théorèmes sur les singularités [modifier]

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 de théorèmes mathématiques dus à Stephen Hawking et Roger Penrose 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 [modifier]

Article détaillé : Principe de 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 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 [modifier]

Article détaillé : Entropie des trous noirs.

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, 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, 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 (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 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 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 associée au rayonnement des trous noirs (voir ci-dessous).

Utilisant les équations de la thermodynamique des trous noirs, 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 aux modèles cosmologiques comportant eux aussi un horizon comme par exemple l’univers de de Sitter. L’interprétation microscopique de cette entropie reste par contre un problème ouvert, auquel la théorie des cordes 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 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 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 code des informations relatives à un volume sur une simple surface, permettant ainsi de donner un effet de relief 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.

Article détaillé : Thermodynamique des trous noirs.

Évaporation et radiation de Hawking [modifier]

Article détaillé : Évaporation des trous noirs.

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 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. 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 (à peu près 2,73 kelvins). Si le trou est plus massif, il sera donc plus froid 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 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 actuelle explore cette possibilité avec les données du satellite européen INTEGRAL[36].

Paradoxe de l’information [modifier]

Article détaillé : Théorème de calvitie.

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, 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.

Pendant de longues années, Stephen Hawking a maintenu sa position originelle de 1975 voulant que la radiation de Hawking soit entièrement thermique, 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.

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 [modifier]

Schéma d’un trou de ver.
Schéma d’un trou de ver.
Article détaillé : Trou de ver.

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 d’Einstein-Rosen. De telles configurations ont beaucoup inspiré les auteurs de science-fiction (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 [modifier]

Quand on parle de « culture populaire » à propos de trou noir, on pense souvent à science-fiction. On y trouve, au cinéma ou dans le domaine littéraire, beaucoup d’inspiration.

Dans les films [modifier]

  • (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 des Hutt a été englouti par un trou noir.

Dans la littérature [modifier]

Dans les séries télévisées [modifier]

  • 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, le voyage spatial est rendu possible par des zones de singularité créées artificiellement.
  • Stargate SG-1, dans l’épisode 16 de la saison 2, SG-10 en mission sur P3W-451 est confronté à l’apparition d’un trou noir.
  • Stargate SG-1, dans l’épisode 6 de la saison 9, une planète s’effondre en un trou noir par la volonté des Ori, afin d’activer une porte des étoiles géante.
  • Stargate SG-1, les vaisseaux interplanétaires 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 [modifier]

En bande dessinée [modifier]

    • 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 [modifier]

  • Outcast où la Terre est menacée 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 [modifier]

  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.
  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 ce polycopié pour plus de détails.
  14. Une naine blanche est principalement composée d'hélium de carbone et d'oxygène, qui peuvent effectivement fusionner 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: astro-ph/0204159. (en).
  18. (en) Star Orbiting Massive Milky Way Centre Approaches to within 17 Light-Hours (communiqué de presse //

    16/09/2007
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