1.1 Qu’est-ce qu’un trou noir?

 

Un trou noir, ce n’est rien d’autre qu’un objet cosmologique, au même titre que notre planète ou notre soleil. La différence se trouve dans sa densité; elle est des milliards de fois supérieure à tous les corps que nous connaissons. L’attraction gravitationnelle à la surface de ces objets est telle que la vitesse de libération (i.e. la vitesse nécessaire pour quitter le champs gravitationnel) est à peu près égale à la vitesse de la lumière (30 000 fois supérieure à la vitesse de libération de la terre).

 

Les trous noirs se forment pour la plupart lorsqu’une étoile d’au moins 6 fois la masse solaire éclate en supernova. Lors de l’explosion, l’étoile perd une quantité énorme de masse et se transforme en une étoile à neutron : une boule de matière exclusivement formée de neutrons et donc extrêmement dense. Si ce cadavre stellaire a une masse supérieure à 3 M¤ (symbole pour « masse solaire »), il possède toutes les caractéristiques nécessaires pour devenir un trou noir (type I).

 

Il s’agit là du procédé naturel de création des trous noirs, mais, dans les faits, il serait possible d’en créer un en comprimant n’importe quelle masse au sein d’une sphère de rayon égal à 9/8 de son rayon de Schwarzschild qui est définit comme suit :

                                                                                     

 

                                                                               ou                                                          (1)

 

                                                                               Rs(km) = 2,95 M (M¤)

 

 

G est la constante de gravitation universelle, M la masse du trou noir et c la vitesse de la lumière.

 

 

On l’appelle rayon de Schwarschild en l’honneur du premier théoricien à étudier les trous noirs au début du siècle.

 

La possibilité théorique de rencontrer des trous noirs de masse relativement petite amena les astrophysiciens à postuler l’existence de mini-trous noirs de taille inférieure à celle d’un atome mais avec des masses de près d’un milliard de tonnes. Les scientifiques les nommèrent primordiaux parce que s’ils existent, ils doivent avoir été obligatoirement formés à l’époque du Big Bang. C’est la deuxième catégorie de trou noir à laquelle je ferai référence dans cet ouvrage.

 

1.2 Comment s’y prend-on pour détecter les trous noirs?

 

À ses débuts, la théorie sur les trous noirs était purement mathématique, elle apparaissait comme une solution élégante aux équations de la relativité générale d’Einstein. Nous n’avions aucun moyen de prouver l’existence de tels objets surtout parce qu’ils sont noirs, donc impossibles à « voir » au télescope. Néanmoins, le modèle se raffina et l’on tenta d’imaginer l’effet qu’une telle masse pourrait avoir sur son entourage immédiat. S’il était extrêmement difficile de regarder directement un trou noir, on allait chercher des phénomènes astronomiques seulement explicables avec la présence de celui-ci!

 

C’est ce que firent les astrophysiciens en imaginant de quoi aurait l’air un trou noir s’il faisait partie d’un système d’étoile binaire (deux étoiles en orbite l’une autour de l’autre). Bien évidemment, il serait assez louche d’observer une étoile tourner autour de… rien.

 

De plus, dans ce type de système, il y a souvent présence d’un disque d’accrétion autour d’une des deux étoiles. Un disque d’accrétion est produit lorsqu’un nuage de matière est transféré d’une étoile à l’autre. Dans le cas qui nous intéresse (un système binaire formé d’une étoile et d’un trou noir), c’est une certaine quantité de gaz, provenant de l’étoile, qui « tombe » lentement vers le trou noir, créant un halo très luminescent. Voici l’aspect qu’aurait un trou noir muni d’un disque d’accrétion :

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Toutefois, ces techniques constituent des cas particuliers - tous les trous noirs ne font pas partie d’un système binaire. Tout de même, on a pu dernièrement, à l’aide de ces techniques, faire la preuve de l’existence des trous noirs.

 

Un groupe d’astronomes qui observait la rotation des corps proches du cœur de galaxies voisines à la nôtre, parvint à déterminer la masse à l’intérieur de l’orbite de rotation à l’aide de la troisième loi de Kepler généralisée:

                                                                                                                       (2)

 

 

 

T est la période de rotation et a la longueur du demi grand axe de l’orbite elliptique. Mc représente la masse à l’intérieur de cette orbite.

 

Ils découvrirent des masses si énormes dans un espace si restreint que la seule explication possible était l’existence de trous noirs géants au centre des galaxies. Ceux-ci seraient des millions et même des milliards de fois plus massifs que notre soleil.

 

 

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Avril 2000

Frédéric Laliberté