Trous noirs
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Introduction
Chapitre 1
Chapitre 2
Chapitre 3
Chapitre 4
Chapitre 5
Conclusion
Bibliographie
Annexes

Détection des trous noirs

 

Les trous noirs sont l’ultime destin des vieilles étoiles très massives, la dernière étape de l’effondrement gravitationnel. Ce sont des astres qui, par définition, n’émettent aucun rayonnement et, conséquemment, sont invisibles. Alors, comment est-ce possible de les détecter? La réponse à cette question dépend entièrement de la «nature» des trous noirs, à savoir s’ils sont seuls, accompagnés d’une étoile visible, ou à l’intérieur d’un noyau galactique. Un trou noir «célibataire» peut être détecté principalement grâce à deux phénomènes attribuables à l’intense courbure qu’il impose à l’espace-temps avoisinant: l’accrétion de matière et la lentille gravitationnelle. Cependant, ces phénomènes produisent un rayonnement trop faible pour être détecté dans la plupart des cas.

 

Toutefois, lorsqu’une étoile ordinaire visible est en orbite autour d’un trou noir, celui-ci «aspire» le gaz de son compagnon en un disque d’accrétion. Dans ce cas, comme la matière est plus abondante, le rayonnement produit est plus facilement détectable et, par conséquent, on peut détecter le trou noir, quoique de façon indirecte. Lorsqu’un trou noir se trouve au centre d’une galaxie, il se produit un phénomène semblable, mais à plus grande échelle. L’accrétion de matière est le moteur de réactions nucléaires qui convertissent matière en énergie, selon la célèbre formule E=mc2, rendant ces trous noirs gigantesques responsables de l’intense activité observée au coeur de certaines galaxies, notamment les quasars. Ainsi, quoique de par leur nature, ces «bébés» de la Relativité Générale sont invisibles, il existe plusieurs méthodes indirectes permettant de les détecter.

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Dernière modification: 23 octobre, 1999