Trous noirs stellaires

La grande majorité des trous noirs seraient d’origine stellaire, c’est-à-dire issus de l’effondrement gravitationnel d’une vieille étoile. Lors de la vie courante d’une étoile, appelée la Séquence Principale, celle-ci doit résister à sa propre gravité, qui tend à la comprimer en son centre. Pour ce faire, elle «brûle» de son carburant stellaire, composé principalement d’hydrogène, créant ainsi une force dirigée vers l’extérieur qui résiste à la gravité. Cette force est issue de réactions thermonucléaires dans le cœur de l’étoile. À l’intérieur du cœur règnent des températures de l’ordre de 15 millions de degrés Kelvin; l’intense chaleur est suffisante pour amorcer des réactions de fusion nucléaire, combinant deux atomes d’hydrogène en un seul atome d’hélium. Ce processus libère une quantité colossale d’énergie, selon le principe d’équivalence E=mc² d’Einstein, car l’étoile peut ainsi fusionner des tonnes de matière par seconde. (pour des explications supplémentaires sur le cycle de vie des étoiles, cliquez ici).

  Voici une analogie intéressante: toute l’énergie électrique consommée sur le territoire des États-Unis en une année est libérée par fusion nucléaire en une seconde par le Soleil.

Cependant, il vient un moment où le carburant nucléaire fait défaut. À ce moment, l’étoile devient une géante rouge; elle consomme l’hydrogène situé dans ses couches extérieures et gonfle de façon démesurée. Dans environ 5 milliards d’années, le Soleil deviendra une géante rouge, et sa taille sera supérieure à la taille de l'orbite terrestre. Après la phase de géante rouge, l’étoile a trois possibilités, dépendant de sa masse. Le Soleil, qui est peu massif, se transformera en naine blanche; cependant, pour une étoile plus massive, la naine blanche est instable. Au-delà de 1,4 M_¤, où M_¤ représente une masse solaire (la masse du Soleil), l’unité standard de masse en astronomie, la naine blanche ne peut exister et l’étoile devient une étoile à neutrons. Or, celle-ci possède également une masse limite, qui se situe aux alentours de 3,2M_¤. Ces masses limites ont été calculées par S. Chandrasekhar et dépendent d’un phénomène nommé pression de dégénérescence. Au-delà de 3,2M_¤, c’est la formation d’un trou noir, qui lui ne possède aucune masse limite.

Lorsqu’une étoile s’effondre pour former un trou noir, il n’y a absolument rien qui puisse arrêter son effondrement. C’est le triomphe de la gravitation. Toute la masse de l’étoile est comprimée, en un instant, jusqu’à un point de densité infinie et de volume nul: la singularité. C’est, du moins, ce que prédit la Relativité Générale, la théorie qui a «enfanté» les trous noirs. À ce moment, il se produit un phénomène très intéressant: la lumière émise par l’étoile est piégée, elle ne peut sortir du puits gravitationnel ainsi formé. Pour bien saisir les phénomènes en jeu, il est primordial de se défaire de l’idée de Newton que la gravité est une force. Einstein propose plutôt qu’elle est la courbure de l’espace-temps provoquée par la présence d’une masse. Imaginons que l’espace-temps soit ramené à un plan, un drap: les trois dimensions de l’espace ne font qu’une et le temps est l’autre. Si l’on dépose, sur ce drap, une sphère lourde, elle crée une dépression: c’est cette déformation qui est responsable de la gravité. Tout objet passant trop près de la sphère sera attirée vers elle, «tombera» dans le trou. Ainsi, la lumière, qui prend toujours le chemin le plus bref entre deux points (principe de Fermat), est incurvée par le trou noir parce que l’espace-temps lui-même est incurvé. Elle va tout droit, mais dans une structure courbe.

Le «seuil critique» d’où la lumière ne peut échapper est l’horizon des événements. Il est en quelque sorte la frontière du trou noir, le «point de non retour»: il est semblable à une membrane qui ne laisse passer la matière que vers l’intérieur et d’où absolument rien ne sort. L’horizon est délimité par les trajectoires des rayons lumineux tout juste retenus par le trou noir. Un trou noir n’a pas de surface véritable; l’horizon n’est que la limite à partir de laquelle la lumière reste prisonnière du puits gravitationnel. Celui-ci forme une sphère parfaite; son rayon se nomme rayon de Schwarzschild; à cette distance, le temps disparaît, et l’espace devient infini. C’est une singularité. Un tel rayon existe pour tout corps, et détermine le volume que le corps doit occuper pour retenir la lumière en vertu de son attraction gravitationnelle. Pour le soleil, le rayon de Schwarzschild est de 2,9 kilomètres, tandis qu’il est de 8 millimètres pour la Terre. Cependant, de tels niveaux de compression n’existent nulle part dans l’univers, à part bien sûr à l’intérieur des trous noirs; les étoiles à neutrons, qui sont les objets les plus comprimés à part les trous noirs, n’approchent même par la compression nécessaire. Certains physiciens, dont Stephen Hawking, croient que de telles conditions auraient existé dans les toutes premières secondes après le Big Bang. Les trous noirs décrits ici sont une solution particulière aux équations d’Albert Einstein de la Relativité Générale: c’est un trou noir de Schwarzschild, caractérisé entre autres par sa sphéricité parfaite et son immobilité, i.e. il n’est pas en rotation autour de lui-même. Il existe d’autres solutions à ces équations, notamment celle de Kerr, décrivant un trou noir dynamique, i.e. en rotation.