Trou noir

Un trou noir est une région de l’espace au sein de laquelle la force de gravité est si forte que rien, pas même la lumière, ne peut s’en échapper.

La structure de base d’un trou noir consiste en une singularité cachée par un horizon des événements. À l’intérieur de l’horizon des événements, la vitesse d’échappement ( vesc ) dépasse la vitesse de la lumière ( c ) et un objet est piégé pour toujours. En dehors de l’horizon des événements, vesc < c et l’objet peut s’échapper.

L’existence de tels objets a été suggérée pour la première fois dès la fin des années 1700. Cependant, c’est Karl Schwarzschild (1873-1916), un astronome allemand, qui a fondamentalement développé l’idée moderne d’un trou noir. À l’aide de la théorie de la relativité générale d’Einstein, Schwarzschild a découvert que la matière comprimée en un point (aujourd’hui appelé singularité) était enfermée dans une région sphérique de l’espace dont rien ne pouvait s’échapper. La limite de cette région est appelée horizon des événements, un nom qui signifie qu’il est impossible d’observer tout événement se déroulant à l’intérieur (puisque l’information ne peut en sortir).

Pour un trou noir non rotatif, le rayon de l’horizon des événements est connu sous le nom de rayon de Schwarzschild, et marque le point auquel la vitesse de fuite du trou noir est égale à la vitesse de la lumière. En théorie, toute masse peut être suffisamment comprimée pour former un trou noir. La seule condition est que sa taille physique soit inférieure au rayon de Schwarzschild. Par exemple, notre Soleil deviendrait un trou noir si sa masse était contenue dans une sphère d’environ 2,5 km de diamètre.

Bien à l’intérieur de l’horizon des événements se trouve le cœur du trou noir – la singularité. Tout ce qui se trouve dans l’horizon des événements est irréversiblement attiré vers ce point où la courbure de l’espace-temps devient infinie et où la gravité est infiniment forte. Un dilemme intéressant pour les astrophysiciens est que les conditions physiques à proximité d’une singularité entraînent une rupture complète des lois de la physique. Pourtant, rien dans la théorie de la relativité générale n’empêche les singularités isolées, ou « nues », d’exister. Pour éviter la situation dans laquelle nous pourrions effectivement assister à cette rupture des lois de la physique, la conjecture de la censure cosmique a été proposée. Celle-ci stipule que chaque singularité doit avoir un horizon des événements qui la cache de la vue – exactement ce que nous trouvons pour les trous noirs.

Les trous noirs sont complètement caractérisés par seulement trois paramètres : la masse, la rotation et la charge. On pense aujourd’hui qu’il existe 4 principaux types de trous noirs si on les classe en fonction de leur masse :

1. Les trous noirs primordiaux ont une masse comparable ou inférieure à celle de la Terre. Ces objets purement hypothétiques pourraient s’être formés par l’effondrement gravitationnel de régions de forte densité au moment du Big Bang.
2. Les trous noirs de masse stellaire ont des masses comprises entre environ 4 et 100 masses solaires et résultent de l’effondrement du cœur d’une étoile massive en fin de vie.
3. Les trous noirs de masse intermédiaire de 102 et 105 masses solaires peuvent également exister. Le premier bon IMBH est la source de rayons X HLX-1, vue en projection près du centre de la galaxie S0 ESO 243-49.
4. Les trous noirs supermassifs pèsent entre 105 et 1010 masses solaires et se trouvent au centre de la plupart des grandes galaxies.

Alternativement, les trous noirs peuvent être classés par leurs deux autres propriétés de rotation et de charge :

1. Le trou noir de Schwarzschild, autrement appelé  » trou noir statique « , ne tourne pas et n’a pas de charge électrique. Il est caractérisé uniquement par sa masse.
2. Le trou noir de Kerr est un scénario plus réaliste. C’est un trou noir en rotation et sans charge électrique.
3. Le trou noir chargé peut être de deux types. Un trou noir chargé et non rotatif est appelé trou noir de Reissner-Nordstrom, un trou noir chargé et rotatif est appelé trou noir de Kerr-Newman.

Selon la théorie classique de la relativité générale, une fois qu’un trou noir est créé, il durera éternellement puisque rien ne peut lui échapper. Cependant, si l’on tient également compte de la mécanique quantique, il s’avère que tous les trous noirs finiront par s’évaporer en raison de leur lente fuite de rayonnement de Hawking. Cela signifie que la durée de vie d’un trou noir dépend de sa masse, les petits trous noirs s’évaporant plus rapidement que les grands. Par exemple, un trou noir d’une masse solaire met 1067 ans à s’évaporer (bien plus longtemps que l’âge actuel de l’Univers), tandis qu’un trou noir de seulement 1011 kg s’évaporera en 3 milliards d’années.

Les trous noirs sont détectés en observant les phénomènes de haute énergie et les mouvements des objets proches. Ce tracé du mouvement orbital de l’étoile S2 autour du centre de la Voie lactée fournit des preuves solides de l’existence d’un trou noir supermassif (~3 millions de masses solaires) au centre de notre galaxie.
Crédit : ESO

Les preuves observationnelles des trous noirs ne sont, bien sûr, pas simples à obtenir. Comme le rayonnement ne peut pas échapper à l’attraction gravitationnelle extrême d’un trou noir, nous ne pouvons pas les détecter directement. Au lieu de cela, nous déduisons leur existence en observant des phénomènes à haute énergie tels que l’émission de rayons X et les jets, ainsi que les mouvements des objets proches en orbite autour de la masse cachée. Une complication supplémentaire est que des phénomènes similaires sont observés autour d’étoiles à neutrons et de pulsars moins massifs. Par conséquent, l’identification d’un trou noir nécessite que les astronomes fassent une estimation de la masse de l’objet et de sa taille. Un trou noir est confirmé si aucun autre objet ou groupe d’objets ne peut être aussi massif et compact.

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