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Trous noirs dans des systèmes binaires

 

   

Un trou noir accompagné d’une étoile «normale», i.e. non comprimée et, de préférence, visible de la Terre, formant un système binaire, peut être détecté grâce au mouvement de son partenaire. En effet, dans un système binaire, les deux astres tournent l’un autour de l’autre. De la Terre, l’étoile apparaîtrait tourner autour de… rien. Le «rien» en question est appelé un compagnon invisible, et est habituellement une étoile effondrée (naine blanche, étoile à neutrons ou trou noir). Selon l’effet Doppler, lorsque le compagnon visible s’approche de la Terre, son spectre lumineux est décalé vers le bleu, tandis qu’il «rougit» lorsque l’étoile s’éloigne. On peut déterminer la «binarité» d’une étoile en vérifiant si les raies d’absorption, les raies sombres du spectre correspondant à la «signature» de l’étoile, oscillent de façon régulière, trahissant le mouvement de rotation des astres. La lumière émise par une étoile, qui compose son spectre, est particulière à celle-ci. Les différences dans les spectres proviennent du fait que les étoiles n’ont pas toutes la même composition chimique, donc n’émettent pas toutes de la même façon. Ainsi, le spectre lumineux est une propriété caractéristique permettant d’identifier une étoile.

 

Cependant, les systèmes binaires ne contiennent pas nécessairement des trous noirs. Pour le déterminer, il faut mesurer la masse du compagnon obscur. Il peut s’agir d’une étoile peu lumineuse, ou d’une étoile gravitationnellement effondrée. Les naines blanches et les étoiles à neutrons possèdent toutes deux une masse limite. Au-delà de cette limite, le compagnon obscur est soit un trou noir, soit une étoile massive cachée par un nuage de poussière; il existe plusieurs cas semblables, dont entre autres Epsilon Aurigae, un système avec compagnon obscur qui ellipse l’étoile tous les 27 ans, et dont la durée de révolution est de 2 ans. C’est cette longue durée qui élimine la possibilité d’un trou noir. Cependant, c’est du côté des systèmes binaires sources de rayons X, produits lorsque des électrons subissent une brutale décélération, qu’il faut regarder pour la suite. En effet, un système binaire peut engendrer plusieurs phénomènes X, reliés ou non aux trous noirs. Les systèmes dont le compagnon obscur est un pulsar, i.e. une étoile à neutrons expulsant un jet de matière qui tourne de façon régulière, présentent cette régularité constante, caractéristique des pulsars, qui élimine la possibilité d’un trou noir. Cependant, les sources X binaires erratiques peuvent en renfermer un.

 

Certaines sources sont agitées de brutales éruptions X soudaines; ce sont des «sursauteurs» (traduction de bursters, aussi appelés sources X transitoires). Ce sont des systèmes binaires serrés avec transfert de masse. Le phénomène qui entre en jeu est similaire aux novae chez les naines blanches, i.e. les explosions thermonucléaires catalysées par l’accumulation de matière à la surface de l’astre, sauf qu’il s’agit de pulsars ou de trous noirs. Or, les pulsars ne sursautent pas. Donc ceux-ci ne peuvent être que de vieilles étoiles à neutrons, qui ont perdu leur champ magnétique, car c’est l’intense champ magnétique des étoiles à neutrons qui canalise les particules chargées en deux jets de matière, le «phare» qui, en tournant, est responsable de la «pulsation» de ces étoiles, ou encore des trous noirs. Pour un trou noir, l’accumulation de matière ne peut expliquer le sursaut, car celui-ci n’a pas de surface. Il faut aller du côté de l’accrétion de matière. Un tel modèle est similaire à l’accrétion de matière présentée précédemment, sauf qu’ici la matière est «aspirée» de la surface de l’étoile visible, et elle tombe vers le trou noir en suivant sa rotation, i.e. en spirale, ou disque d’accrétion.

 

Dans l’astronomie X, les trous noirs doivent être cherchés parmi les sources X qui ne sont ni périodiques ni récurrentes. Pour ce faire, on commence par mesurer les fluctuations de luminosité X sur de très courtes durées. La raison est que, comme le disque d’accrétion est excessivement chaud, il se forme des instabilités, des sortes de «bulles chaudes», provoquant un sursaut de rayons X. Pour les détecter, on mesure la vitesse des fluctuations: comme celles-ci, représentant un changement de configuration de l’astre, ne peuvent voyager plus vite que la lumière, une fluctuation inférieure à 1ms, par exemple, indique la présence d’une étoile très compacte. Une fois une telle source observée, il faut encore la peser. L’astronome ne dispose que du spectre de l’étoile, s’il n’est pas noyé dans celui du disque d’accrétion. Le déplacement des raies par effet Doppler permet de calculer une fonction de masse, comportant trois inconnues: les deux masses et l’inclinaison du plan orbital par rapport à la direction d’observation. En procédant à des approximations, on peut déterminer la masse de l’étoile compacte, avec une certaine «barre d’erreur» (incertitude). Si la barre inférieure est supérieure à 3,2M¤, masse maximale d’une étoile à neutrons, alors le candidat est nécessairement un trou noir.

 

Cygnus X-1 est une source X coïncidant avec une étoile visible, HDE 226868, une géante bleue chaude et massive: entre 25 et 40 M¤. Selon les calculs, son compagnon compact aurait au moins 7M¤ et tournerait à une orbite de 30x106 km (orbite extrêmement serrée). Celui-ci est donc très probablement un trou noir. Il en existe d’autres découverts de la même manière, dont notamment LMC X-3 et A0620-00; on peut citer d’autres trous noirs potentiels, dont V404 Cygni, GRO J0422+32 et LMC X-1. Il est donc possible de détecter un trou noir lorsque celui-ci fait partie d’un système binaire dont le compagnon visible est connu. Cette méthode est, pour l’instant, la plus efficace pour détecter des trous noirs. Cependant, elle n’est pas sans défauts. Certains la contestent, disant que les approximations utilisées pour calculer la masse du compagnon obscur sont trop inexactes. Quoi qu’il en soit, le fait demeure que plusieurs candidats ont été observés ces dernières années. C’est principalement le lancement du télescope spatial Hubble qui a permis d’effectuer ces calculs avec une précision suffisante. Il existe également un autre type de phénomènes susceptibles d’être causés par des trous noirs: c’est l’intense activité au centre de certaines galaxies, qui renfermeraient peut-être un trou noir de plusieurs millions de masses solaires.

 

Page Web créée par Bruno Navert

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Dernière modification: 16 février, 2001