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Détection d'un trou noir célibataire

 

De tels trous noirs sont, par leur essence même, invisibles. Ce qui les trahit, c’est l’intense champ gravitationnel qu’ils créent. On ne peut «voir» un trou noir, mais on peut observer son effet sur son environnement. L’effet le plus spectaculaire d’un champ gravitationnel intense est le phénomène de lentille gravitationnelle. En traversant le champ gravitationnel d’un objet massif, la lumière subit une déflexion, dont l’angle est directement proportionnel à la masse du corps et inversement proportionnel à la distance minimale entre le rayon de lumière et l’objet. Lorsque l’objet en question, un trou noir par exemple, est suffisamment loin de la Terre, on peut observer le phénomène de mirage gravitationnel. Ces mirages créent deux images distinctes de la source cachée «derrière» le trou noir, une image principale et une image secondaire plus faible, dont la somme des luminosités est supérieure à celle de la source. Cette propriété confère un intérêt particulier au phénomène, car, lorsque la séparation angulaire entre les deux images est très petite, la source devient soudainement plus brillante; il se peut que ce phénomène soit en partie responsable de la luminosité intense des quasars. Lorsque la masse interposée entre la Terre et la source lumineuse est de forme quasi sphérique, ce qui est le cas pour un trou noir de Schwarzschild, les rayons sont courbés avec le même angle dans toutes les directions, formant ainsi un arc lumineux rigoureusement circulaire autour de la source initiale, un arc d’Einstein.

 

Ainsi, en se servant des lentilles gravitationnelles, il serait possible, si l’on arrive à déceler la présence d’arcs lumineux, de détecter une masse interposée de l’ordre d’un trou noir. Cependant, les trous noirs ne sont pas parfaitement sphériques. De plus, il y a souvent des obstacles, comme un nuage de poussière cosmique, qui brouillent les résultats, rendant le phénomène plus difficile à déceler. Quoique les lentilles gravitationnelles produites par des étoiles individuelles ou des trous noirs soient théoriquement détectables, l’effet est plus facile à observer lorsque la masse interposée est de l’ordre d’une galaxie (plusieurs centaines de milliards de masses solaires).

 

Toutefois, il existe une manière plus pratique d’observer un trou noir. Comme ceux-ci ont une forte puissance d’attraction gravitationnelle, ils «aspirent» la matière aux alentours, comme les restes de supernovae (explosion finale d’une étoile massive en effondrement gravitationnel) ou les poussières interstellaires, en un disque mince, ayant la forme d’une spirale: un disque d’accrétion. Ce faisant, les trous noirs augmentent leur masse, justifiant le titre de «monstre affamé» qui leur est souvent attribué. Ces disques sont composés de plasma surchauffé par la compression, de l’ordre de dix milliards de degrés, et, conséquemment, rayonnent abondamment, émettant des photons X et gamma, les plus énergétiques qui puissent exister. Un trou noir convertirait la matière en énergie avec un rendement dix fois supérieur à celui des réactions nucléaires responsables du rayonnement des étoiles (10% pour les trous noirs, par rapport à 0,7% pour la fusion thermonucléaire des étoiles). Les rayons lumineux émis font le tour du trou avant de s’en échapper et forment une image primaire et une secondaire; la déviation des rayons lumineux rend le dessous du disque visible. De plus, les particules de plasma sont tellement énergétiques qu’elles se meuvent à des vitesses proches de celle de la lumière, dites vitesses relativistes. Pour détecter un tel phénomène, il faut recourir à l’effet Doppler et à l’effet Einstein.

 

L’effet Doppler est le phénomène par lequel la fréquence d’émission d’ondes, telles la lumière, change en fonction du déplacement relatif. Or, comme la couleur est essentiellement liée à la fréquence, le spectre de la lumière émise change selon le mouvement de l’étoile. L’effet Einstein est le phénomène qui explique le décalage vers le rouge du spectre lumineux, ainsi que le ralentissement de la lumière, lorsque celle-ci provient d’une région où règne un puissant champ gravitationnel (aussi appelé redshift gravitationnel). En de telles conditions, l’effet Doppler prend d’autant plus d’importance que, lorsque combiné à l’effet Einstein, on peut observer une amplification d’un côté du disque et un affaiblissement de l’autre, dus à sa rotation autour du trou. Ainsi, l’approvisionnement en matière du trou noir trahit sa présence à qui sait la détecter. Toutefois, le rayonnement émis par le disque est habituellement trop faible pour être détectable à plus de quelques années-lumière de distance, car le gaz interstellaire n’est pas assez abondant, rendant très improbable que l’on découvre un trou noir par l’accrétion seule.

 

Le phénomène d’accrétion n’est vraiment intéressant qu’en présence soit de systèmes binaires, soit de trous noirs de proportions galactiques, i.e. au coeur d’une galaxie; ces deux cas sont traités plus loin. Ainsi, pour ce qui est de trous noirs célibataires, i.e. sans compagnon qui tourne autour, il y a bien peu d’espoir de détection. La lentille gravitationnelle est difficile à détecter pour un trou noir seul; elle nécessite habituellement une masse beaucoup plus grande. L’accrétion de matière, phénomène qui ne dure que tant qu’il y a de la matière aux alentours, possède un débit lumineux trop faible pour parvenir jusqu’à la Terre; le «moteur» est là, mais il lui manque du carburant. Cependant, si un trou noir se trouvait dans un système binaire, ce manque de carburant pourrait être comblé par le gaz de son compagnon.

 

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Dernière modification: 19 janvier, 2000