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Le ciel à découvert

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Jean Audouze

Troisième partie. Les galaxies et les grandes structures de l’Univers

18. Les trous noirs

Alain Riazuelo

Texte intégral

1Un trou noir peut être défini comme une région de l’espace où règne un champ gravitationnel si intense que même la lumière ne peut s’en échapper. Comme les lois de la Relativité nous enseignent que rien ne peut se déplacer plus vite que la lumière, tout ce qui pénètre dans un trou noir, matière, rayonnement ou autre, y est donc piégé. Une telle région n’émettant aucun rayonnement, elle apparaîtrait donc à un observateur s’aventurant dans son voisinage comme une silhouette parfaitement sombre se découpant sur un fond étoilé éventuellement plus lumineux.

Pourquoi ne peut-on pas s’échapper d’un trou noir ?

2Il peut a priori paraître surprenant que l’on ne puisse s’échapper d’un trou noir. Il est tentant de penser par exemple qu’un astronaute solidement attaché à un filin très solide relié à un astronef croisant loin du trou noir pourrait pénétrer dans le trou noir et ensuite en ressortir en s’aidant du filin. Mais une telle situation ne correspond pas à ce qui se produirait en réalité. En effet, pour réaliser une telle manœuvre, l’astronaute devrait exercer une tension extraordinairement élevée sur le filin pour contrebalancer l’énorme attraction gravitationnelle du trou noir, tout en espérant que le filin resterait suffisamment rigide pour lui permettre de quitter la région où il se trouve. Or la tension que l’on peut appliquer à un filin (ou à tout type de matériau, du reste) ne peut être arbitrairement grande, sous peine d’atteindre la limite de rupture de celui-ci. Et la rigidité maximale d’un matériau est limitée par le fait que les vibrations s’y propagent d’autant plus vite que la rigidité est élevée. Comme, d’après la Relativité, aucune vibration ne peut se propager plus vite que la lumière, il existe une rigidité maximale à tout corps solide, et les calculs montrent qu’elle est toujours en deçà de celle qu’il faudrait avoir à disposition pour espérer s’échapper du trou noir.

La découverte des trous noirs

3Le concept général de trou noir est relativement intuitif et peut être compris en utilisant les lois de la gravitation universelle édictées par Isaac Newton à la fin du XVIIe siècle. Ces lois définissent en effet pour chaque corps céleste ce que l’on appelle la vitesse de libération, c’est-à-dire la vitesse qu’il faut atteindre pour pouvoir échapper à l’attraction gravitationnelle de l’astre sans utiliser ultérieurement des moyens de propulsion. Pour la Terre, cette vitesse de libération est de 11,2 kilomètres par seconde, soit dans les 40 000 km/h. La vitesse de libération augmente avec la masse du corps et diminue avec son rayon. Ainsi, la vitesse de libération du Soleil est-elle d’environ 600 km/s. La vitesse de libération d’une naine blanche, d’une masse comparable au Soleil mais 100 fois plus petite, est de l’ordre de 6 000 km/s. À la surface d’une étoile à neutrons, guère plus massive que le Soleil, mais d’un rayon de seulement 10 km, elle atteint les 200 000 km/s environ, une valeur comparable à la vitesse de la lumière. En imaginant un corps légèrement plus compact qu’une étoile à neutrons, on conçoit que l’on puisse avoir une vitesse de libération égale à la vitesse de la lumière. On aura alors affaire à un trou noir. On voit bien, avec les chiffres donnés ci-dessus, que si les trous noirs existent, ils doivent être plus petits que tous les objets astrophysiques connus de même masse. Et il s’en faut souvent de beaucoup : pour transformer la Terre en trou noir, il faudrait par exemple la comprimer au point de lui faire acquérir un rayon de moins d’un centimètre ; pour transformer le Soleil en trou noir, il faudrait le comprimer jusqu’à réduire son rayon à trois kilomètres, soit 200 000 fois moins que son rayon actuel… Le seuil de concentration de matière qui détermine si celle-ci va former un trou noir n’est pas, comme on pourrait le penser la densité, mais ce que l’on appelle la compacité, qui correspond au rapport de la masse au rayon. À compacité fixée, la densité est d’autant plus grande que la quantité de matière mise en jeu est faible. Par conséquent, il faut comprimer la matière à des densités très élevées pour former un trou noir de faible masse, alors que la densité nécessaire pour former des trous noirs de grande masse est bien plus faible. Ainsi, une densité de 20 milliards de tonnes par centimètre cube est indispensable pour former un trou noir d’une masse stellaire, alors qu’un trou noir de 4 milliards de masses solaires pourrait être formé en rassemblant une telle masse de façon à lui conférer la densité de l’air ambiant (un peu plus d’un gramme par litre).

Fig. 1 – Aspect d’un hypothétique trou noir supermassif de quelques millions de masses solaires situé en lieu et place du Soleil et tel qu’il serait vu par un observateur situé à une distance comparable à la distance Terre-Soleil. Le Grand Nuage de Magellan, situé presque exactement derrière le trou noir, apparaît sous la forme de deux images en C et en C inversé de part et d’autre du trou noir. À gauche, le disque de la Voie lactée (vu dans la région allant du Centaure en bas aux Voiles en haut) est fortement distordu, et une image secondaire de l’ensemble du disque apparaît à l’intérieur de la région délimitée par les deux images du Grand Nuage (à droite du trou noir). Les distorsions de l’image de la sphère céleste causées par le trou noir déforment et grossissent considérablement certaines régions, ce qui se traduit par une amplification parfois considérable de la lumière des étoiles d’arrière-plan. Ainsi, les deux étoiles les plus brillantes situées en haut à droite et en bas à gauche de la silhouette du trou noir correspondent-elles à l’image double d’une unique étoile d’ordinaire très faible mais dont l’éclat est considérablement amplifié par un effet de focalisation appelé lentille gravitationnelle. (Alain Riazuelo)

4Un trou noir ne peut avoir de surface solide : aucun matériau n’est assez rigide pour pouvoir supporter le champ gravitationnel qu’il générerait en devenant un trou noir. Un objet que l’on comprimerait suffisamment pour le transformer en trou noir s’effondrerait inéluctablement sous l’effet de son propre poids pour, très schématiquement, se réduire à un point de densité virtuellement infinie, et c’est en fait toute la région périphérique de ce point qui est susceptible de piéger la lumière : une fois formé, un trou noir est un objet essentiellement vide. À l’heure actuelle, on ne sait pas décrire la région centrale d’un trou noir, aussi appelée singularité. Mais curieusement, cette méconnaissance de la singularité n’empêche en rien la description de son extérieur : ce qui se passe à l’extérieur d’un trou noir est indépendant de sa structure interne, aussi les processus astrophysiques faisant intervenir les trous noirs font-ils uniquement appel à de la physique connue (quoique parfois complexe).

5Pendant longtemps, l’hypothèse selon laquelle la Nature serait en mesure de fabriquer des astres aussi extraordinairement denses (au moment de leur formation) ou aussi extraordinairement massifs apparaissait peu vraisemblable. On sait cependant aujourd’hui que cela peut se produire par le biais de l’évolution des étoiles massives.

Formation des trous noirs

En astrophysique…

  • 1 Il existe un autre type de supernova, produit par d’autres cadavres stellaires de plus petite mass (...)

6On sait aujourd’hui que la plupart des trous noirs naissent au cœur des étoiles massives en fin de vie (voir chapitre 9). Une étoile est le siège d’un combat permanent entre la gravitation et les forces de pression. Les réactions nucléaires se produisant au sein d’une étoile génèrent une pression suffisante pour s’opposer à la contraction de celle-ci sous l’effet de son propre champ gravitationnel. Mais quand, à cours de combustible nucléaire, le cœur d’une étoile devient inerte (c’est-à-dire que les réactions nucléaires s’arrêtent ou en tout cas ralentissent fortement), il se contracte car il n’y a plus assez de pression pour résister au champ de gravité. Cette contraction va en général de pair avec une augmentation de température centrale, qui, si elle est suffisante, est susceptible d’amorcer un nouveau cycle de réactions nucléaires. Cependant, vient toujours un moment où les réactions nucléaires s’arrêtent, soit parce que la température centrale ne permet pas d’amorcer de nouvelles réactions, soit parce que la matière qui compose le cœur de l’étoile est dans un état parfaitement stable qui ne permet plus de réactions nucléaires dégageant de l’énergie. Dans un cas comme dans l’autre, le cœur de l’étoile se contracte jusqu’à éventuellement trouver un nouvel état d’équilibre où de nouvelles forces de pression stabilisent l’étoile. C’est ce qu’il se passe pour les naines blanches ou les étoiles à neutrons, qui sont les cadavres d’étoiles dont les réactions nucléaires se sont arrêtées, et qui se refroidissent lentement avec le temps. Mais cette contraction ultime peut parfois s’avérer suffisante pour former un trou noir. C’est ce qui se produit au sein des étoiles les plus massives. La masse minimale qu’il faut à une étoile pour former ainsi un trou noir n’est pas connue avec certitude, elle est probablement dans la fourchette des 8 à 15 masses solaires. Ceci étant, la masse du trou noir formé est probablement nettement inférieure à cela. En effet, une partie non négligeable de la masse des étoiles est, bien avant la formation de son trou noir, expulsée de l’étoile par des phénomènes de type vent stellaire. Plus important encore, quand le cœur de l’étoile mourante se contracte pour former le trou noir, il doit dans le même temps évacuer une quantité considérable d’énergie, principalement sous forme de particules appelées neutrinos. Ces particules, qui d’ordinaire interagissent peu avec la matière environnante, vont malgré tout déposer une petite fraction de leur énergie, peut-être 1 %, dans les couches externes de l’étoile, trop épaisses pour qu’ils les traversent sans interagir avec elles. Cet apport d’énergie représente une quantité suffisante pour souler littéralement celles-ci loin de l’étoile : pour un observateur extérieur, la mort de l’étoile va ainsi prendre l’apparence d’une fantastique explosion libérant en quelques semaines une quantité d’énergie comparable, et même supérieure à celle rayonnée par l’étoile durant toute son existence. Un tel phénomène, dont la modélisation détaillée est très complexe et encore aujourd’hui mal comprise, est appelé supernova à effondrement de cœur (voir chapitre 9)1. Toutes les supernovae ne forment pas des trous noirs. Si la masse de l’étoile mourante est insuffisante, le cœur de l’étoile atteint un état d’équilibre extrêmement compact sous la forme d’une étoile à neutrons, dont la masse est en général très proche de 1,4 masse solaire et le rayon d’environ 10 kilomètres. Un tel objet représente la structure la plus compacte qui ne soit pas un trou noir. Si une supernova peut être vue à des centaines de millions, voire des milliards d’années-lumière, l’étoile à neutrons ou le trou noir formé à l’issu n’est, lui, pas toujours facilement détectable. Il n’est donc pas très facile de déterminer avec certitude si une supernova à effondrement de cœur forme un trou noir.

7Les étoiles suffisamment massives pour donner naissance à un trou noir sont relativement rares dans le cosmos : à titre d’exemple, 95 % des étoiles ont une masse inférieure à celle du Soleil. De ce fait, comme le Soleil n’a pas lui-même, loin s’en faut, une masse suffisante pour évoluer en supernova en fin de vie, il est clair que seule une très petite fraction des étoiles qui ont vécu dans notre Galaxie ont été en mesure de former des trous noirs. Ceux-ci représentent par conséquent une très faible fraction de la population stellaire actuelle, qui, rien que dans notre Galaxie, compte 150 à 200 de milliards de représentantes. Les trous noirs de notre Galaxie ne se comptent, eux, selon les estimations actuelles, qu’en dizaines de millions.

8À ces trous noirs naturellement appelés « trous noirs stellaires » s’ajoute une autre population : les trous noirs supermassifs. Ces trous noirs possèdent une masse qui se compte en millions, voire en milliards de masses solaires, mais sont beaucoup plus rares : on n’en compte presque jamais plus d’un par galaxie. Parfois on en détecte deux, mais on pense alors que c’est parce que leur galaxie hôte est issue de la fusion de deux galaxies plus anciennes, dont les trous noirs respectifs sont désormais en orbite l’un autour de l’autre au centre de la galaxie hôte. La genèse et l’évolution des trous noirs supermassifs sont aujourd’hui encore incertaines. Les trous noirs supermassifs sont situés au centre ou presque exactement au centre des galaxies. Par ailleurs, on a déterminé de façon empirique une relation de proportionnalité entre la masse du trou noir et celle du bulbe de sa galaxie hôte. Il existe donc un lien profond entre les évolutions du trou noir central et de sa galaxie hôte, mais cette relation n’est pour l’heure pas bien comprise.

9Le fait que les trous noirs supermassifs se trouvent au cœur de leur galaxie hôte n’est pas très surprenant en soi : c’est certainement l’endroit où se trouve le plus de matière à disposition pour être tôt ou tard engloutie par un trou noir d’une masse initialement modérée. Par contre, il devrait exister d’autres régions dans une galaxie où se trouve suffisamment de matière pour qu’un trou noir stellaire acquière une masse notablement plus grande que sa masse initiale. De tels trous noirs, dont la masse se compte en milliers de masses solaires sont assez naturellement appelés trous noirs intermédiaires. La mise en évidence des trous noirs intermédiaires est une découverte relativement récente et beaucoup de choses restent à découvrir à leur sujet.

10Suite à sa formation, un trou noir est susceptible d’engloutir de la matière et donc de voir sa masse augmenter. Tous les trous noirs aspirent la matière qui passe dans leur voisinage. Dans ce cas-là, la matière tombant sur le trou noir va accélérer, s’échauffer, et émettre un rayonnement chaud et intense, correspondant à une température de plusieurs millions de degrés. Ainsi, de façon paradoxale, les trous noirs sont certes des objets intrinsèquement noirs, mais leur voisinage peut être extrêmement lumineux, au point de compter parmi les sources de rayonnement les plus intenses du ciel. En effet, quand le trou noir est suffisamment massif (voir infra), le rayonnement émis peut être visible sur des distances considérables. Les quasars, objets longtemps restés mystérieux sont ainsi selon toute vraisemblance des trous noirs supermassifs situés dans des galaxies très lointaines (plusieurs milliards d’années-lumière), et surpris dans une phase particulièrement active de leur existence.

En cosmologie…

11Existe-t-il des trous noirs de masse substellaire ? La réponse n’est à ce jour pas connue. Comme signalé plus haut, la densité nécessaire pour former de tels objets est considérablement plus élevée que celles atteignables de nos jours par quelque processus physique que ce soit (par exemple, pour former un trou noir de masse terrestre, il faut atteindre une densité invraisemblable de l’ordre de deux milliards de milliards de milliards de tonnes par centimètre cube). Par contre, de telles densités ont régné très tôt dans l’histoire de l’univers, durant la première fraction de seconde du Big Bang. Il est donc en principe possible que de tels objets se soient formés à cette époque-là, si tant est que la répartition de la matière ait été alors suffisamment inhomogène pour permettre à des régions de se contracter sous l’effet de leur champ gravitationnel. À l’heure actuelle, il n’est pas possible de prédire à quel taux de tels trous noirs sont susceptibles d’avoir été formés. Cependant, aucun objet de ce type n’a été mis en évidence, et les méthodes utilisables pour les détecter sont relativement limitées : elles se réduisent essentiellement aux conséquences du phénomène d’évaporation des trous noirs détaillé plus bas.

Et en laboratoire ?

12Plus un trou noir est petit, plus la densité qu’il faut imprimer à la matière pour le former est grande. Par exemple, un trou noir de la masse du Massif du Mont Blanc nécessiterait de comprimer des milliards et des milliards de tonnes… dans le volume d’un atome d’hydrogène. De même, il est immensément plus difficile encore de former des trous noirs de masse encore plus petite, par exemple comparable à celle de particules élémentaires. Il se pourrait cependant que ce soit possible, car les chiffres évoqués ci-dessus suppose que les lois de la gravitation que nous connaissons bien à grande échelle soient extrapolables aux échelles microscopiques. Or récemment plusieurs chercheurs ont proposé des théories de la gravitation où le champ gravitationnel augmente beaucoup plus rapidement que prévu à très petite échelle. Dans ces conditions, la formation de micro trous noirs s’en trouve facilitée, au point qu’elle pourrait éventuellement être possible en provoquant des collisions très violentes entre des particules élémentaires, comme on le fait dans les accélérateurs de particules. Il serait ainsi envisageable que lors de la mise en service du nouvel accélérateur de particules du CERN, le LHC, on forme ces trous noirs microscopiques. De tels trous noirs pourraient-ils représenter un danger pour l’Homme ? Non, car les collisions provoquées par les scientifiques dans les accélérateurs de particules sont de bien moindre énergie que celles naturellement produites par les rayons cosmiques de très haute énergie quand ils pénètrent dans la haute atmosphère terrestre, ou qu’ils heurtent la surface de n’importe quel objet céleste. De ce fait, si le LHC atteignait une énergie suffisante pour produire des micro trous noirs, cela impliquerait que cela fait des milliards d’années que de tels objets aussi petits sont formés de façon parfaitement naturelle à la surface de tous les astres, dont la Terre. Et bien sûr, si des tels objets présentaient un quelconque caractère de dangerosité, cela ferait longtemps que la Vie aurait disparu de la surface de la Terre ! La raison pour laquelle ces micro trous noirs (s’ils existent) ne présentent pas de danger est qu’ils sont très vraisemblablement soumis à un phénomène appelé évaporation de Hawking (voir infra) qui provoque leur disparition bien avant qu’ils aient eu le temps de grossir au point de représenter une quelconque menace.

La difficile mise en évidence des trous noirs

Vers l’observation directe

13Peut-on voir un trou noir ? Difficile, car les trous noirs n’émettent pas de lumière. On peut cependant espérer les observer en ombre chinoise par leur silhouette sombre qui se découperait sur un fond plus lumineux (voir figure 1). Cela n’est pas aussi irréalisable qu’il pourrait sembler, car un trou noir est en général baigné de rayonnement. En effet, comme nous l’avons dit, quand un trou noir engloutit de la matière, celle-ci accélère et s’échauffe dans sa chute vers l’astre, émettant un rayonnement important sur une très vaste gamme de longueurs d’onde, allant des ondes radio aux rayons X. La matière, qui lors de sa chute se rassemble souvent en un disque épais, nimbe alors le trou noir de son propre rayonnement. Il est donc en théorie possible d’espérer voir la silhouette se découper au milieu du disque formé par la matière qu’il est sur le point d’engloutir. Malheureusement, une telle observation directe est extrêmement difficile. Les trous noirs sont en effet des objets très petits à l’échelle du cosmos. Leur taille est proportionnelle à leur masse, à raison d’un rayon de trois kilomètres par masse solaire. Ainsi, un trou noir stellaire possède un rayon de l’ordre d’une dizaine de kilomètres. Celui d’un trou noir supermassif ne dépasse guère quelques milliards de kilomètres, soit la taille du Système solaire interne. Si l’on fait les calculs, du fait des distances interstellaires (au minimum plusieurs années-lumière, soit plusieurs dizaines de milliers de milliards de kilomètres), un trou noir stellaire, même proche, possède une taille angulaire infime, semblable à celle d’un gros grain de sable sur la Lune. La détection d’objets aussi petits s’avère ainsi totalement en dehors des moyens observationnels actuels et même futurs, et ce même à long terme. La situation est par contre plus favorable pour les trous noirs supermassifs. En particulier, le trou noir central de notre Galaxie, dénommé Sgr A*, possède une taille angulaire estimée entre 30 et 50 microsecondes d’arc (entre 60 et 100 millions de fois plus petit que le diamètre angulaire de la Lune…), l’incertitude reflétant celle sur sa masse. Une telle résolution angulaire est totalement hors de portée des télescopes optiques, mais est en principe atteignable à l’aide de radiotélescopes, du moins quand ceux-ci fonctionnent de concert en utilisant une technique appelée interférométrie. Aujourd’hui, les meilleurs interféromètres radio atteignent une résolution quasiment égale à la centaine de microsecondes d’arc. Pour observer Sgr A*, il faudrait donc améliorer d’un facteur trois la résolution des interféromètres. Une telle avancée n’est pas considérée, loin s’en faut, comme irréalisable. En fait, les radioastronomes pensent qu’elle sera atteinte dans moins d’une génération. Pour l’anecdote, le second trou noir potentiellement observable, celui de la galaxie M87, est situé près de 2 000 fois plus loin, mais est environ 1 000 fois plus gros, ce qui lui confère une taille angulaire guère inférieure à celle de Sgr A*. Un troisième trou noir pourrait lui aussi être accessible dans un délai raisonnable à l’observation directe. Il s’agit du trou noir de notre voisine la Galaxie d’Andromède, mais les estimations de sa masse sont encore très incertaines. Il n’y a que la fourchette haute de sa masse estimée actuellement qui permettrait éventuellement son observation directe.

L’observation indirecte

14À défaut d’observer directement les trous noirs, les astrophysiciens savent mettre en évidence leur présence de façon suffisamment convaincante pour que leur existence ne soit plus désormais sérieusement mise en doute. En effet, un trou noir affecte son environnement du fait de son champ gravitationnel. Un trou noir peut ainsi être en orbite avec une étoile qui auparavant formait un couple stellaire avec l’étoile qui s’est transformé en trou noir. On peut, en analysant la lumière d’un astre à l’aide d’un spectrographe, déterminer la vitesse d’une étoile. Si cette vitesse présente une modulation périodique, on en déduit que l’étoile tourne autour d’un compagnon. Celui-ci est parfois visible par spectroscopie, mais parfois il demeure invisible. Les observations de tels systèmes se comptent par centaines. Parmi ceux-ci, combien peuvent être attribués à des couples étoiles-trous noirs ? Pour le savoir, il faut connaître les différentes populations susceptibles de former ce compagnon invisible. Outre les trous noirs, il peut simplement s’agir d’une étoile trop peu lumineuse par rapport à celle dont on détecte la lumière. Dans ce cas, l’étoile ne peut qu’être très peu massive. Il peut aussi s’agir d’un cadavre d’étoile de faible masse, une naine blanche. Mais les naines blanches, elles aussi, n’excèdent pas une masse solaire et demie. Il peut enfin s’agir d’un astre compact, lui aussi issu de la fin de vie explosive d’une étoile massive, une étoile à neutrons. Mais les calculs indiquent aussi que les étoiles à neutrons ont une masse peu élevée, leur masse maximale ne pouvant excéder une valeur critique mal connue, mais située entre deux et trois masses solaires. En somme, le compagnon invisible d’une étoile est forcément un trou noir si l’on prouve que sa masse excède une valeur limite, qui est de l’ordre de trois masses solaires. Notons qu’il s’agit là d’une preuve « par défaut » mais qui est néanmoins suffisamment solide pour être très communément admise. Observationnellement, l’étude de la lumière de l’étoile visible ne permet pas en général de déterminer sans ambiguïté la masse de son compagnon invisible, mais elle permet d’estimer une limite inférieure. Dans certains cas, peu nombreux, cette limite inférieure est supérieure à trois masses solaires : on a alors affaire à un trou noir. Le système le plus connu dans ce cas est Cygnus X-1, une source de rayons X comptant parmi les plus brillantes du ciel, qui est en réalité une étoile massive dont les couches externes sont lentement mais sûrement happées par un trou noir en orbite autour d’elle et dont la masse avoisine la dizaine de masses solaires.

15Les trous noirs supermassifs sont mis en évidence par des processus essentiellement similaires. Ces trous noirs sont situés au centre des galaxies, dans une région comprenant beaucoup d’étoiles orbitant autour de ceux-ci. On détermine la vitesse des étoiles et leur distance au centre, ce qui permet de déterminer la masse de l’objet central. Cette masse s’avère en général considérable, alors que la luminosité de l’objet est, elle, négligeable. La combinaison de ces deux données exclut en général tout autre objet ou groupe d’objets célestes autre qu’un trou noir supermassif. Dans d’autres cas, comme nous l’avons dit, le trou noir supermassif est « actif », c’est-à-dire qu’il est en train d’engloutir du gaz, très abondant au centre des galaxies, suivant un processus qui produit un rayonnement très intense, principalement dans le domaine des rayons X. Mais un trou noir est un objet très petit, la matière tombant sur lui se trouve dans une sorte de « goulot d’étranglement » du fait de la petitesse du trou noir. Les calculs indiquent que le débit de matière engloutie par le trou noir ne peut excéder une certaine valeur, que l’on peut traduire en termes de luminosité. En d’autres termes, la luminosité du gaz englouti par un trou noir supermassif donne une limite inférieure à sa masse. On peut ainsi estimer la masse des trous noirs actifs par ce biais. Les quasars les plus lumineux révèlent ainsi que les trous noirs supermassifs peuvent atteindre des masses de plusieurs milliards de masses solaires.

L’astronomie gravitationnelle

  • 2 Cette observation a été effectivement réalisée par R. A. Hulse et J. H. Taylor Jr de Princeton en (...)

16Dans les prochaines années, une nouvelle fenêtre d’observation des trous noirs va progressivement s’ouvrir, à savoir l’astronomie gravitationnelle. Les lois de l’électromagnétisme disent que deux particules chargées passant au voisinage l’une de l’autre sont déviées du fait de leur interaction électrique mutuelle. Elles émettent du rayonnement et vont ainsi dissiper une partie de leur énergie. Les lois de la gravitation disent de façon tout à fait semblable que, deux corps célestes en orbite l’un autour de l’autre dissipent une partie de leur énergie en émettant ce que l’on appelle des ondes gravitationnelles, sorte d’infimes rides de l’espace-temps, se propageant à la vitesse de la lumière. Ce faisant, la perte d’énergie va amener les deux objets à se rapprocher l’un de l’autre, diminuant leur période orbitale et augmentant leur taux d’émission d’ondes gravitationnelles. Une telle situation a du reste été observée au sein de quelques couples d’étoiles à neutrons et, de façon plus indirecte dans l’étude des populations de couples composés d’une étoile ordinaire et d’une étoile à neutrons2.

  • 3 Les coalescences évoquées ici sont malheureusement rarissimes. On estime que dans notre Galaxie il (...)

17Dans le cas de deux trous noirs (ou éventuellement deux étoiles à neutrons, ou un couple étoile à neutrons-trou noir) ce phénomène va atteindre son paroxysme au moment où les deux objets vont fusionner, formant dans tous les cas un trou noir de masse plus importante. Cette fusion, appelée coalescence, s’accompagne d’une émission considérable d’ondes gravitationnelles. Au passage d’une onde gravitationnelle, deux objets initialement immobiles vont voir la distance les séparant très légèrement fluctuer avant de reprendre sa valeur initiale. Il est donc possible de détecter le passage d’une onde gravitationnelle en mesurant avec une très grande précision l’éventuelle variation de distance entre deux objets de référence. En pratique, du fait des distances interstellaires et de la rareté du phénomène décrit, l’amplitude attendue3 d’une onde gravitationnelle issue de la coalescence de deux objets compacts est, lors de son passage au voisinage de la Terre, tellement faible que le déplacement qu’elle cause est infime : dans le meilleur des cas, deux objets situés à une centaine de kilomètres l’un de l’autre verraient au mieux leur distance varier de 10-15 mètre, soit l’épaisseur d’un proton. Mais la technologie moderne est sur le point aujourd’hui d’atteindre la sensibilité suffisante pour déceler ces infimes rides de l’espace-temps. Le jeu en vaut la chandelle, car les ondes gravitationnelles ainsi détectées permettent en un sens de cartographier le champ de gravité de l’objet produit par la coalescence. Elles permettent ainsi de s’assurer que le champ gravitationnel de cet objet est bien comme attendu celui d’un trou noir et non celui d’un quelconque autre objet astrophysique. Il s’agira donc d’une preuve directe de l’existence des trous noirs, plus directe en tout cas que les autres méthodes, déjà très convaincantes, utilisées à l’heure actuelle.

Fig. 2 – Les détecteurs d’ondes gravitationnelles ne ressemblent guère aux télescopes optiques traditionnels. Ce sont en réalité des interféromètres, c’est-à-dire un ensemble de deux cavités perpendiculaires où circulent des faisceaux laser que l’on fait interférer afin de mettre en évidence une variation relative de la taille des cavités du fait du passage d’une onde gravitationnelle. Au vu de la faiblesse du signal, les deux cavités font plusieurs kilomètres de long, et les faisceaux laser y transitent plusieurs dizaines de fois afin de simuler un interféromètre dont les dimensions sont supérieures à 100 kilomètres. (LIGO Laboratory)

L’évaporation des trous noirs

18Il existe peut-être un dernier moyen d’observer les trous noirs. Les lois de la gravitation que nous connaissons nous disent que rien ne peut s’échapper d’un trou noir. Mais ces lois-là ne sont pas parfaitement compatibles celles du monde microscopique, c’est-à-dire la mécanique quantique. La mécanique quantique, qui décrit le comportement des particules élémentaires, explique entre autres que la position et la vitesse d’une particule ne peuvent jamais être connues simultanément avec une précision arbitraire. Pour cette raison, on ne peut affirmer avec une certitude absolue qu’une particule a bel et bien été absorbée par un trou noir. En poussant à l’extrême ce raisonnement et les calculs afférents, on peut montrer qu’un trou noir n’est pas parfaitement noir : il émet un infime rayonnement, que l’on peut interpréter comme une forme de perte de matière (ou en tout cas d’énergie) de sa part. En conséquence, un trou noir qui serait parfaitement isolé, c’est-à-dire n’ayant aucune forme de matière à engloutir, verrait sa masse très légèrement décroître au cours du temps du fait de l’énergie ainsi émise : on dit qu’il s’« évapore », un phénomène décrit dans les années 1970 par Stephen Hawking. Paradoxalement, l’évaporation est très faible pour les trous noirs de grande masse, et s’emballe à mesure que la masse diminue au point que durant la dernière seconde de l’évaporation, le trou noir émet une bouffée de rayons X et de rayons gamma que l’on pourrait déceler à quelques dizaines d’années-lumière de distance. Mais pour en arriver aux phases ultimes de l’évaporation, il faut attendre longtemps, car l’évaporation demeure un effet invraisemblablement faible : un trou noir de masse stellaire finirait certes par s’évaporer, mais en un temps des millions de milliards de milliards de milliards de milliards de milliards de fois plus long que l’âge de l’univers ! Par contre, un trou noir de bien plus petite masse (quelques milliards de tonnes) s’évaporerait en quelques milliards d’années, soit l’âge de l’univers actuel. Comme nous l’avons déjà dit, on ne sait pas si de tels trous noirs microscopiques existent. Mais si c’est le cas, alors on peut espérer les mettre en évidence de façon très fiable, car le flash émis par un trou noir en toute fin d’évaporation est très caractéristique du phénomène et ne correspond pas à ce qui peut se produire lors d’autres phénomènes astrophysiques connus. À l’heure actuelle, aucun flash de ce type n’a été observé, ce qui permet de mettre une limite au nombre de ces objets dans notre environnement proche.

Les étranges distorsions causées par les trous noirs

19En plus de piéger la lumière, les trous noirs modifient aussi la trajectoire des rayons lumineux qui passent dans leur voisinage (voir chapitre 19). Ainsi, un trou noir ne va pas seulement apparaître comme une zone parfaitement sombre se découpant sur un fond lumineux, il va aussi considérablement déformer l’image d’arrière-plan devant laquelle il est observé, causant divers phénomènes optiques déroutants, comme des dédoublements d’images, ou une amplification considérable de la lumière des étoiles situées presque exactement derrière lui, comme illustré sur l’image ci-dessus (figure 1). Moins visible, mais tout aussi spectaculaire, l’écoulement du temps est fortement affecté par la présence d’un trou noir. Un courageux astronaute qui resterait quelque temps très près de la surface d’un trou noir avant d’en repartir aurait moins vieilli qu’un confrère demeuré à une distance plus respectable : même si un grand nombre de propriétés des trous noirs sont aujourd’hui bien comprises, elles n’en restent pas moins déroutantes…

Bibliographie

Références bibliographiques

• Luminet Jean-Pierre, 2006, Le destin de l’univers. Trous noirs et énergie sombre, Paris, Fayard.

• Thorne Kip, 1994, Trous noirs et distorsions du temps, Paris, Flammarion.

Voyage au cœur d’un trou noir, 2008, DVD conçu par Alain Riazuelo et Sylvie Rouat, réalisé par Patrice Desenne, produit par Sciences & Avenir.

Notes

1 Il existe un autre type de supernova, produit par d’autres cadavres stellaires de plus petite masse appelés naines blanches. Si, suite à une collision avec une autre naine blanche ou suite à la captation de matière d’une étoile compagnon (on parle alors d’accrétion), la naine blanche dépasse une certaine masse critique d’environ 1,4 masse solaire, l’ensemble de la naine blanche est le siège d’une fantastique explosion thermonucléaire qui la désagrège complètement en libérant une quantité de rayonnement comparable à celui d’une supernova à effondrement de cœur. On parle alors de supernova thermonucléaire, ou bien de supernova de type Ia, mais ces phénomènes n’ont essentiellement rien à voir avec les supernovae à effondrement de cœur qui seules peuvent former des trous noirs.

2 Cette observation a été effectivement réalisée par R. A. Hulse et J. H. Taylor Jr de Princeton en 1974, ce qui leur a valu le prix Nobel de Physique en 1993.

3 Les coalescences évoquées ici sont malheureusement rarissimes. On estime que dans notre Galaxie il ne s’en produit guère plus d’une par centaine de millions d’années. Pour observer une telle coalescence à l’échelle d’une année, il faut donc être en mesure de capter le signal issu des 100 millions de galaxies proches semblables à la nôtre. Dans ce cas-là, la galaxie où se produira la coalescence sera statistiquement distante de plusieurs centaines de millions d’années-lumière, ce qui explique la petitesse du signal reçu. Si par chance extraordinaire, une telle coalescence se produisant dans notre propre Galaxie, le signal aurait une amplitude 1 000 à 10 000 fois plus grande et serait très facile à observer.

Table des illustrations

Légende Fig. 1 – Aspect d’un hypothétique trou noir supermassif de quelques millions de masses solaires situé en lieu et place du Soleil et tel qu’il serait vu par un observateur situé à une distance comparable à la distance Terre-Soleil. Le Grand Nuage de Magellan, situé presque exactement derrière le trou noir, apparaît sous la forme de deux images en C et en C inversé de part et d’autre du trou noir. À gauche, le disque de la Voie lactée (vu dans la région allant du Centaure en bas aux Voiles en haut) est fortement distordu, et une image secondaire de l’ensemble du disque apparaît à l’intérieur de la région délimitée par les deux images du Grand Nuage (à droite du trou noir). Les distorsions de l’image de la sphère céleste causées par le trou noir déforment et grossissent considérablement certaines régions, ce qui se traduit par une amplification parfois considérable de la lumière des étoiles d’arrière-plan. Ainsi, les deux étoiles les plus brillantes situées en haut à droite et en bas à gauche de la silhouette du trou noir correspondent-elles à l’image double d’une unique étoile d’ordinaire très faible mais dont l’éclat est considérablement amplifié par un effet de focalisation appelé lentille gravitationnelle. (Alain Riazuelo)
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Légende Fig. 2 – Les détecteurs d’ondes gravitationnelles ne ressemblent guère aux télescopes optiques traditionnels. Ce sont en réalité des interféromètres, c’est-à-dire un ensemble de deux cavités perpendiculaires où circulent des faisceaux laser que l’on fait interférer afin de mettre en évidence une variation relative de la taille des cavités du fait du passage d’une onde gravitationnelle. Au vu de la faiblesse du signal, les deux cavités font plusieurs kilomètres de long, et les faisceaux laser y transitent plusieurs dizaines de fois afin de simuler un interféromètre dont les dimensions sont supérieures à 100 kilomètres. (LIGO Laboratory)
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Auteur

Chargé de recherche au CNRS, à l’Institut d’Astrophysique de Paris et à l’université Pierre et Marie Curie. Ses travaux portent principalement sur la cosmologie primordiale, l’étude du fond diffus cosmologique et la physique des trous noirs

© CNRS Éditions, 2010

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