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Les trous noirs

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Pour la première fois une équipe internationale d’astrophysiciens a réussi à obtenir une photo d’un trou noir supermassif M87*, au cœur de la galaxie M87 ! Une première rendue possible grâce à un télescope d’un genre nouveau, l’Event Horizon Télescope.















Késako que cette bébète ?

Oublions les simulations numériques qui nous présentaient jusque-là des images reconstituées de trous noirs ! Place à la vraie photo pour la première fois. Le 10 avril 2019, à 15h exactement, l'équipe a dévoilé à l'échelle mondiale la première photo de M87*, le trou noir supermassif au cœur de la galaxie M87, situé à 55 millions d'années-lumière de la Terre dont la masse équivaut à 6,5 milliards de masses solaires.

Bon, qu'est-ce qu'un trou noir ? Tu brûles de le savoir, explications…

Il a fallu plus d'un demi-siècle après l'élaboration de la théorie de la relativité générale par Einstein en 1915, pour que les trous noirs accèdent au statut d'objet physique. Chez les étoiles, on ne naît pas trou noir, on le devient… en fonction de la masse dont on est doté à la naissance. Seules les plus massives — plusieurs fois la masse du Soleil — finissent en effet en trou noir, après une série "d'effondrements gravitationnels".

Pour comprendre, rappelons qu'une étoile est une boule de gaz, principalement de l'hydrogène, qui se comporte comme une machine à fabriquer des atomes de plus en plus lourds, grâce à des réactions nucléaires de fusion. Au cours de celles-ci, deux noyaux légers fusionnent pour en former un plus lourd : ainsi, à titre d'exemple, quatre noyaux d'hydrogène permettent de former un noyau d'hélium. Ce processus dégage beaucoup d'énergie, ce qui explique pourquoi l'étoile brille.

En son cœur, à tout moment, deux forces sont en concurrence : d’une part, la "pression radiative" due à l’énergie dégagée par la fusion qui tend à dilater l’étoile et à faire baisser la température ; d’autre part, la gravité (le poids) qui la pousse à s’écrouler sur elle-même, augmentant ainsi la température de son cœur pour déclencher la fusion d’éléments encore plus lourds. Toutes les étoiles passent ainsi par une série de dilatations et d’effondrements, mais leur destin diffère. Bon, ça marche, ma cousine ? Continuons…

Examinons deux cas extrêmes : les étoiles dont la masse équivaut à la moitié de la masse solaire se laissent dominer par les forces de pression qui les dilatent et les refroidissent, interdisant ainsi aux réactions nucléaires de se déclencher. Elles deviennent alors des naines brunes — des étoiles "ratées" en somme — car elles ne brillent plus. À l’inverse, celles dont la masse équivaut à plusieurs fois la masse solaire voient leur densité augmenter à force de s’effondrer sur elles-mêmes. Puis dans un dernier sursaut, elles explosent en supernovas et éjectent leur enveloppe dans l’espace. Leur cœur est alors un astre très dense, comme si toute la masse de la Terre se tassait dans une sphère d’un rayon de 1 cm ! Si cette étoile résiduelle a une masse de plus de 3,2 fois celle du Soleil, elle finira en trou noir.

Les satellites ont repéré leurs flots de rayons

Une fois l’existence des trous noirs démontrée, restait encore à les débusquer. Car un objet qui ne laisse échapper ni matière ni lumière est "invisible", donc indétectable ! Heureusement, la matière sur le point d’être avalée connaît une lente agonie : chauffée, déformée, elle tombe dans la gueule du monstre en émettant des flots de rayons de haute énergie (rayonnement de Hawking, ou appelés parfois rayonnement de Bekenstein-Hawking). C’est ce dernier "cri" que les satellites sensibles aux rayons X et gamma ont repéré. Ils ont ainsi permis de découvrir différents types de trous noirs :

Les astrophysiciens les ont découverts aussi dans une époustouflante variété de configurations. La petite galaxie NGC 1277, par exemple, renferme un trou noir supermassif de 17 milliards de masses solaires. Autre "bizarrerie" : NGC 6240 renferme deux trous noirs. Quant à IGR J11014-6103, c’est un astre vagabond. L’explosion de l’étoile en supernova lui a conféré une vitesse folle de plusieurs millions de km/h à travers la galaxie*. Il continue sa route à toute vitesse depuis 15.000 ans, laissant loin derrière lui, dans la constellation de la Carène, sa coquille.


Pour obtenir  cette première photo, il a fallu mettre en réseau pas moins de 8 radiotélescopes répartis à travers le Globe pour former dès 2006 un projet fou celui d’un télescope virtuel grand comme la Terre dont l’objectif était bien clair dès le départ : essayer d’obtenir des photos des trous noirs. Treize ans après, c’est fait ! Mais rassembler les données pour en faire une photo a pris tout de même deux longues années, tenant en haleine les curieux du ciel et les astrophysiciens eux même. Il a fallu en effet attendre 4 jours d’une atmosphère limpide – car la vapeur d’eau absorbe aussi les ondes millimétriques, la même longueur d’onde que celle utilisée pour les observations- En avril 2017 une telle aubaine se présentait  et les huit radiotélescopes, chacun muni de leur horloge atomique interne ont pu se tourner vers le trou noir exactement en même temps, à un dix millième de milliardième de seconde près. Deux candidats étaient en vue : M87* et SgrA* (Sagittarius A*), le trou noir supermassif de notre galaxie, la Voie Lactée, situé  "seulement" à 25.000 années-lumière mais 1700 fois moins massif. En effet , Sgr A* a une masse de 4 millions de fois celle du soleil, « seulement ». Finalement après deux années de traitement de données, voici pour la première fois M87* , un vrai trou noir en vrai photo. Reste maintenant à améliorer le système pour que d’autres trous noirs se laissent tirer le portrait.

Comment expliquer la forme de cette image ?

Il faut avoir à l’esprit les effets d’un champ gravitationnel intense sur la lumière, tel que prédits par les travaux d’Einstein. En effet, la gravité d’un objet massif dévie la lumière comme le ferait une lentille. C’est le cas à chaque fois qu’un astre massif se trouve sur la ligne de visée entre l’observateur et  une étoile lointaine. La lumière de l’étoile est déviée et son image paraît déformée. Un trou noir est une lentille gravitationnelle très intense et de ce fait provoque des phénomènes surprenants : par exemple, la lumière émise derrière le trou noir est redirigée par le champ gravitationnel vers l’observateur sur Terre, ce qui nous permet de voir le disque derrière le trou noir. De même à cause de la rotation du disque et du trou noir, l’image semble asymétrique.

Quelle est l’étape d’après ?

L’étape d’après est d’observer à une longueur d’onde plus petite (0,80 mm au lieu de 1,3 mm) pour améliorer encore la résolution angulaire de 35%  et atteindre ainsi 15 microseconde d’arc, soit la taille qu’aurait une bille à jouer posée sur la Lune, vue depuis la Terre.


La galaxie M87 (voir deux vidéos sur les trous noirs)

M87 est une galaxie elliptique géante découverte en 1781 par l'astronome français Charles Messiers. Elle est située près de la limite nord de la constellation de la Vierge, non loin de la constellation de la Chevelure de Bérénice, à environ 53 millions d'années-lumière de la Voie Lactée. Messier 87, comme on l'appelle aussi, est la plus grande galaxie elliptique la plus proche de la Terre et l'une des plus brillantes radio-sources du ciel. Elle a donc été l'objet d'observations fréquentes aussi bien des astronomes amateurs que des radioastronomes. Dès 1918, l'astronome états-unien Heber Doust Curtis avait observé ce que l'on comprendra plus tard être un jet de matière, particulièrement fin et collimaté, qui s'étend sur au moins 5.000 années-lumière.

Nous savons que ce jet est produit proche du centre de Messier 87 et, là aussi, tout porte à croire qu'un trou noir supermassif en rotation et accrétant de la matière en est à l'origine. Il y aurait en fait deux jets. Celui qui pointe en direction de la Voie Lactée contient de la matière allant presque à la vitesse de la lumière et il devient plus brillant à cause d'un effet relativiste alors que celui qui doit partir en direction opposée voit sa luminosité grandement diminuée pour la même raison.

M87 est donc un bon laboratoire pour mieux comprendre la physique des disques d'accrétion et la formation des jets relativistes associés à ces disques et aux trous noirs de Kerr et que nous retrouvons derrière des noyaux de galaxies bien plus actifs, en particulier les quasars. Nous voyons aussi des phénomènes dynamiques dans le jet de M87, que nous pouvons suivre dans l'ultraviolet et le domaine des rayons X avec Hubble et Chandra respectivement. L'Event Horizon Telescope devrait nous permettre d'en savoir plus sur ces phénomènes comme l'a prouvé le fait qu'il a fourni en avril 2019 la première image d'un trou noir supermassif que l'on appelle M87* par analogie avec Sagittarius A*, le trou noir supermassif au cœur de la Voie lactée.

Les étoiles dans cette galaxie constituent environ un sixième de la masse totale de M87. Leur distribution est presque sphérique, tandis que leur densité décroît au fur et à mesure que l'on s'éloigne de son cœur. L'enveloppe galactique s'étend sur un rayon d'environ 490 000 années-lumière. Entre ces étoiles, on trouve un milieu interstellaire diffus de gaz enrichi en éléments chimiques produits à la suite de l'évolution stellaire. Toute poussière produite au sein de la galaxie est détruite dans les 46 millions d'années par l’émission de rayons X du cœur, bien que des observations optiques aient révélé des filaments de poussière. Orbitant au sein de la galaxie, on trouve une population anormale d'environ 12 000 amas globulaires, à comparer avec les 150−200 amas globulaires de la Voie Lactée.

Étant la plus grande galaxie elliptique la plus proche de la Terre et l'une des plus brillantes radiosources du ciel, Messier 87 est une cible favorite d'observation pour les astronomes amateurs et d'étude pour les astronomes professionnels.

Maintenant, si tu veux entrer un peu plus dans les détails, tu as ce qu'il te faut ci-dessous…


Présentation et terminologie

Un trou noir est un objet astrophysique dont la relativité générale dit qu'il est provoqué par une masse suffisamment concentrée pour qu'elle ne cesse de s'effondrer sur elle-même du fait de sa propre gravitation, arrivant même à se concentrer en un point appelé singularité gravitationnel. Les effets de la concentration de cette masse permettent de définir une sphère, appelée l'horizon du trou noir, dont aucun rayonnement et a fortiori aucune matière ne peut s’échapper. Cette sphère est centrée sur la singularité et son rayon ne dépend que de la masse centrale ; elle représente en quelque sorte l’extension spatiale du trou noir. À proximité de cette sphère, les effets gravitationnels sont observables et sont très extrêmes.

Pour un trou noir de masse égale à celle du Soleil, le rayon de la sphère vaut environ 3 kilomètres ! Dingue, hein ma cousine préférée ? À une distance interstellaire (en millions de kilomètres), un trou noir n’exerce pas plus d’attraction que n’importe quel autre corps de même masse ; il ne s’agit donc pas d’un « aspirateur » irrésistible. Par exemple, si le Soleil se trouvait remplacé par un trou noir de même masse, les orbites des corps tournant autour (planètes et autres) resteraient pour l'essentiel inchangées (seuls les passages à proximité de l'horizon induiraient un changement notable).

Il existe plusieurs sortes de trous noirs. Lorsqu’ils se forment à la suite de l’effondrement gravitationnel d’une étoile massive, on parle de trou noir stellaire, dont la masse équivaut à quelques masses solaires. Ceux qui se trouvent au centre des galaxies possèdent une masse bien plus importante pouvant atteindre plusieurs milliards de fois celle du Soleil ; on parle alors de trou noir supermassif (ou trou noir galactique). Entre ces deux échelles de masse, il existerait des trous noirs intermédiaires avec une masse de quelques milliers de masses solaires. Des trous noirs de masse bien plus faible, formés au début de l’histoire de l’Univers, peu après le Big Bang, sont aussi envisagés et sont appelés trous noirs primordiaux. Leur existence n’est, à l’heure actuelle, pas confirmée.

Il était impossible d’observer directement un trou noir. On en déduisait sa présence par son action gravitationnelle : soit par les effets sur les trajectoires des étoiles proches ; soit au sein des microquasars et des noyaux actifs de galaxies, où de la matière, située à proximité, tombant sur le trou noir va se trouver considérablement chauffée et émettre un fort rayonnement X. Désormais, on a photographié directement un trou noir.


Historique (voir deux vidéos sur les trous noirs)

Le concept de trou noir a émergé à la fin du XVIIIème siècle dans le cadre de la gravitation universelle d’Isaac Newton. La question était de savoir s’il existait des objets dont la masse était suffisamment grande pour que leur vitesse de libération soit plus grande que la vitesse de la lumière. Cependant, ce n’est qu’au début du XXème siècle et avec l’avènement de la relativité générale d’Albert Einstein que le concept de trou noir devient plus qu’une curiosité. En effet, peu après la publication des travaux d’Einstein, une solution de l’équation d’Einstein est publiée par Karl Schwarzschild, à partir de laquelle l'existence du rayon de Schwarzschild et les caractéristiques mathématiques de l'espace intérieur suscitent beaucoup d'interrogations, et tout cela ne sera mieux compris qu'avec la découverte d'autres solutions exactes (métrique de Lemaître en 1938, métrique de Kruskal-Szekeres en 1960). Robert Oppenheimer en 1939 est un des premiers physiciens à interpréter ces résultats comme la possible existence de ce que l'on appelle aujourd'hui un trou noir (nommé plutôt collapse gravitationnel à l'époque). Les travaux fondamentaux sur les trous noirs remontent aux années 1960, précédant de peu les premières indications observationnelles solides en faveur de leur existence. La première « observation » d’un objet contenant un trou noir fut celle de la source de rayons X Cygnus X-1 par le satellite Uhuru en 1971.


Propriétés

Un trou noir est un objet astrophysique qui se caractérise par le fait qu’il est très difficile à observer directement (voir ci-dessous), et que sa région centrale ne peut être décrite de façon satisfaisante par les théories physiques en leur état du début du XXème siècle, car elle abrite une singularité gravitationnelle. Cette dernière ne peut être décrite que dans le cadre d’une théorie de la gravitation quantique, manquante à ce jour. En revanche, on sait parfaitement décrire les conditions physiques qui règnent dans son voisinage immédiat, de même que son influence sur son environnement, ce qui permet de les détecter par diverses méthodes indirectes.

Par ailleurs, les trous noirs sont étonnants en ce qu’ils sont décrits par un très petit nombre de paramètres. En effet, leur description, dans l’univers dans lequel nous vivons, ne dépend que de trois paramètres : la masse, la charge électrique et le moment cinétique. Tous les autres paramètres du trou noir (par exemple ses effets sur les corps environnants et leur étendue) sont fixés par ceux-ci. Par comparaison, la description d’une planète fait intervenir des centaines de paramètres (composition chimique, différenciation de ses éléments, convection, atmosphère, etc.). La raison pour laquelle un trou noir n’est décrit que par ces trois paramètres est connue depuis 1967 : c’est le théorème de calvitie démontré par Werner Israel. Celui-ci explique que les seules interactions fondamentales à longue portée étant la gravitation et l’électromagnétisme, les seules propriétés mesurables des trous noirs sont données par les paramètres décrivant ces interactions, à savoir la masse, le moment cinétique et la charge électrique.

Pour un trou noir, la masse et la charge électrique sont des propriétés habituelles que décrit la physique classique (c’est-à-dire non-relativiste) : le trou noir possède un champ gravitationnel proportionnel à sa masse et un champ électrique proportionnel à sa charge. L’influence du moment cinétique est en revanche spécifique à la relativité générale. Celle-ci énonce en effet qu’un corps en rotation va avoir tendance à « entraîner » l’espace-temps dans son voisinage (plus exactement, la géométrie de ce dernier décrit une convergence gravitationnelle dans le sens de rotation du corps massif). Ce phénomène, difficilement observable dans le système solaire en raison de son extrême faiblesse pour des astres non compacts, est connu sous le nom d’effet Lense-Thirring (aussi appelé frame dragging, en anglais)d. Il prend une amplitude considérable au voisinage d’un trou noir « en rotation », au point qu’un observateur situé dans son voisinage immédiat serait inévitablement entraîné dans le sens de rotation du trou noir. La région où ceci se produit est appelée ergorégion.


Quatre types théoriques

Un trou noir possède toujours une masse non nulle. En revanche, ses deux autres caractéristiques, à savoir le moment cinétique (hérité de celui, initial, de la matière l'ayant formé, et détectable seulement par l'effet produit sur la matière environnante) et la charge électrique, peuvent en principe prendre des valeurs nulles (c’est-à-dire égales à zéro) ou non nulles. La combinaison de ces états permet de définir quatre types de trous noirs.

Quand la charge électrique et le moment cinétique sont nuls, on parle de trou noir de Schwarzschild, du nom de Karl Schwarzschild qui, le premier, a mis en évidence ces objets comme solutions des équations de la relativité générale (les équations d’Einstein), en 1916.

Quand la charge électrique est non nulle et le moment cinétique nul, on parle de trou noir de Reissner-Nordström. Ces trous noirs ne présentent pas d’intérêt astrophysique notable, car aucun processus connu ne permet de fabriquer un objet compact conservant durablement une charge électrique significative ; celle-ci se dissipe normalement rapidement par absorption de charges électriques opposées prises à son environnement. Un trou noir de Reissner-Nordström est donc un objet théorique très improbable dans la nature.

Si le trou noir possède un moment cinétique, mais n’a pas de charge électrique, on parle de trou noir de Kerr, du nom du mathématicien néo-zélandais Roy Kerr qui a trouvé la formule décrivant ces objets en 1963. Contrairement aux trous noirs de Reissner-Nordström et de Schwarzschild, les trous noirs de Kerr présentent un intérêt astrophysique considérable, car les modèles de formation et d’évolution des trous noirs indiquent que ceux-ci ont tendance à absorber la matière environnante par l’intermédiaire d’un disque d’accrétion dans lequel la matière tombe en spiralant toujours dans le même sens dans le trou noir. Ainsi, la matière communique du moment cinétique au trou noir qui l’engloutit. Les trous noirs de Kerr sont donc les seuls que l’on s’attend réellement à rencontrer en astronomie. Cependant, il reste possible qu'il existe des trous noirs à moment cinétique très faible, s’apparentant en pratique à des trous noirs de Schwarzschild.

La version électriquement chargée du trou noir de Kerr, dotée comme lui d’une rotation, est connue sous le nom de trou noir de Kerr-Newman et ne présente comme le trou noir de Reissner-Nordström ou celui de Schwarzschild que peu d’intérêt astrophysique étant donnée sa très faible probabilité.

D’un point de vue théorique, il peut exister d’autres types de trous noirs avec des propriétés différentes. Par exemple, il existe un analogue du trou noir de Reissner-Nordström, mais en remplaçant la charge électrique par une charge magnétique, c’est-à-dire créée par des monopôles magnétiques, dont l’existence reste extrêmement hypothétique à ce jour. On peut de même généraliser le concept de trou noir à des espaces comprenant plus de trois dimensions. Ceci permet d’exhiber des types de trous noirs ayant des propriétés parfois différentes de celles des trous noirs présentés ci-dessuse.


Le trou et le noir

L’existence des trous noirs est envisagée dès le XVIIIème siècle indépendamment par John Michell et Pierre-Simon de Laplace. Il s’agissait alors d’objets prédits comme suffisamment denses pour que leur vitesse de libération soit supérieure à la vitesse de la lumière — c’est-à-dire que même la lumière ne peut vaincre leur force gravitationnelle. Plutôt qu’une telle force (qui est un concept newtonien), il est plus juste de dire que la lumière subit en fait un décalage vers le rouge infini. Ce décalage vers le rouge est d’origine gravitationnelle : la lumière perd la totalité de son énergie en essayant de sortir du puits de potentiel d’un trou noir. Ce décalage vers le rouge est donc d’une nature quelque peu différente de celui dû à l’expansion de l’Univers, que l’on observe pour les galaxies lointaines et qui résulte d’une expansion d’un espace ne présentant pas de puits de potentiels très profonds. De cette caractéristique provient l’adjectif « noir », puisqu’un trou noir ne peut émettre de lumière. Ce qui est valable pour la lumière l’est aussi pour la matière : aucune particule ne peut s’échapper d’un trou noir une fois capturée par celui-ci, d’où le terme de « trou ».


Horizon des événements (voir deux vidéos sur les trous noirs)

La zone sphérique qui délimite la région d’où lumière et matière ne peuvent s’échapper est appelée « horizon des événements ». On parle parfois de « surface » du trou noir, quoique le terme soit quelque peu impropre car il ne s’agit pas d’une surface solide ou gazeuse comme celle d’une planète ou d’une étoile. Il ne s’agit pas d’une région qui présente des caractéristiques particulières : un observateur qui franchirait l’horizon ne ressentirait rien de spécial (sinon d'éventuels violents effets de marée). En revanche, il se rendrait compte qu’il ne pourrait plus s’échapper de cette région s’il essayait de faire demi-tour. C’est une sorte de surface de non-retour.

Un hypothétique observateur situé au voisinage de l’horizon remarquera que le temps s’écoule différemment pour lui et pour un observateur situé loin du trou noir. Si ce dernier lui envoie des signaux lumineux à intervalles réguliers (par exemple une seconde), alors l’observateur proche du trou noir recevra des signaux plus énergétiques (la fréquence des signaux lumineux sera plus élevée, conséquence du décalage vers le bleu subi par la lumière qui tombe vers le trou noir) et les intervalles de temps séparant deux signaux consécutifs seront plus rapprochés (moins d’une seconde). Cet observateur aura donc l’impression que le temps s’écoule plus vite pour son confrère resté loin du trou noir que pour lui. À l’inverse, l’observateur resté loin du trou noir verra son collègue évoluer de plus en plus lentement, le temps chez celui-ci donnant l’impression de s’écouler plus lentement.

Si un observateur distant voit un objet tomber dans un trou noir, les deux phénomènes de dilatation du temps et de décalage vers le rouge se combinent. Les éventuels signaux émis par l’objet sont de plus en plus rouges, de moins en moins lumineux (la lumière émise perd de plus en plus d’énergie avant d’arriver à l’observateur lointain) et de plus en plus espacés. En pratique, le nombre de photons par unité de temps reçus par l’observateur distant décroît, jusqu’à devenir nul quand l'objet est sur l'horizon : à ce moment-là, l’objet en train de chuter dans le trou noir est devenu invisible.

Pour un observateur extérieur s’approchant de l'horizon, ce sont les effets de marée qui deviennent importants. Ces effets, qui déterminent les déformations d’un objet (le corps d’un astronaute, par exemple) du fait des hétérogénéités du champ gravitationnel, sont inéluctablement ressentis par un observateur s’approchant près d’un trou noir ou d’une singularité. La région où ces effets de marée deviennent importants est entièrement située dans l’horizon, pour les trous noirs supermassifs, mais empiète notablement hors de l’horizon pour des trous noirs stellaires. Ainsi, un observateur s’approchant d’un trou noir stellaire serait déchiqueté avant de passer l’horizon, alors que le même observateur qui s’approcherait d’un trou noir supermassif passerait l’horizon sans encombre. Il serait tout de même inéluctablement détruit par les effets de marée en s’approchant de la singularité.

Même si aucune information ni influence causale ne peut traverser l'horizon vers l'extérieur, le trou noir est tout de même formellement considéré comme étant à l'origine du champ gravitationnel qui s'exerce sur l'extérieur. Toutefois, ce n'est pas la singularité dotée de sa masse qui est à l'origine de ce champ gravitationnel, mais c'est l'étoile juste avant son effondrement en trou noir, car les effets de l'effondrement sur le champ gravitationnel de l'étoile prennent de plus en plus de temps à se communiquer au reste de l'univers, étant donné la dilatation temporelle extrême (et même devenant infinie) quand le rayon de l'étoile diminue et approche celui de l'horizon. Le théorème de Birkhoff rend indiscernable le champ gravitationnel généré par une région ponctuelle de celui généré par une distribution sphérique de masses. Il en est de même du moment d'inertie de l'étoile en effondrement, qui est attribué au trou noir en rotation, et ses effets sur le champ gravitationnel.


Singularité

Présence d'une singularité selon la relativité générale

Au centre d’un trou noir se situe une région dans laquelle le champ gravitationnel et certaines distorsions de l’espace-temps (on parle plutôt de courbure de l’espace-temps) divergent à l'infini, quel que soit le changement de coordonnées. Cette région s’appelle une singularité gravitationnelle. La description de cette région est délicate dans le cadre de la relativité générale puisque celle-ci ne peut décrire que des régions où la courbure est finie.

De plus, la relativité générale est une théorie qui ne peut pas incorporer en général des effets gravitationnels d’origine quantique. Le fait que la courbure tende vers l’infini est un signe que la relativité générale ne peut décrire totalement la réalité à cet endroit et qu'il est probablement nécessaire d'introduire des effets quantiques. Par conséquent, seule une théorie de la gravitation incorporant tous les effets quantiques (on parle alors de gravitation quantique) est en mesure de décrire correctement les singularités gravitationnelles.

La description d’une singularité gravitationnelle est donc pour l’heure problématiquec. Néanmoins, tant que celle-ci est située à l’intérieur de l'horizon du trou noir, elle ne peut influencer ce qui est à l’extérieur de cet horizon, de la même façon que de la matière située à l’intérieur de l'horizon d’un trou noir ne peut en ressortir. Ainsi, aussi mystérieuses que soient les singularités gravitationnelles, notre incapacité à les décrire, signe de l’existence de limitations de la relativité générale à décrire tous les phénomènes gravitationnels, n’empêche pas la description des trous noirs pour la partie située de notre côté de l’horizon des évènements.

Absence de singularité centrale selon d'autres théories

En décembre 2018, Abhay Ashtekar, Javier Olmedo, et Parampreet Singh font publier un article scientifique démontrant que, dans le cadre de la théorie de la gravitation à boucles, un trou noir n'a pas de singularité centrale, sans préciser géométriquement le devenir de la matière en ce point.


Formation

La possibilité de l’existence des trous noirs n’est pas une conséquence exclusive de la relativité générale : la quasi-totalité des autres théories de la gravitation physiquement réalistes permet également leur existence. Toutefois, la relativité générale, contrairement à la plupart de ces autres théories, a non seulement prédit que les trous noirs peuvent exister, mais aussi qu’ils seront formés partout où suffisamment de matière peut être compactée dans une région de l’espace. Par exemple, si l’on compressait le Soleil dans une sphère d’environ trois kilomètres de rayon (soit à peu près quatre millionièmes de sa taille), il deviendrait un trou noir. Si la Terre était compressée dans un volume de quelques millimètres cubes, elle deviendrait également un trou noir.

Pour l’astrophysique, un trou noir peut être considéré comme le stade ultime d’un effondrement gravitationnel. Les deux stades de la matière qui, en termes de compacité, précèdent l’état de trou noir, sont ceux atteints par exemple par les naines blanches et les étoiles à neutrons. Dans le premier cas, c’est la pression de dégénérescence des électrons qui maintient la naine blanche dans un état d’équilibre face à la gravitation ; dans le second, c'est l’interaction forte qui maintient l’équilibreg. Un trou noir ne peut se former à la suite de l’effondrement d’une naine blanche : celle-ci, en s’effondrant, initie des réactions nucléaires qui forment des noyaux plus lourds que ceux qui la composenth. Ce faisant, le dégagement d’énergie qui en résulte est suffisant pour disloquer complètement la naine blanche, qui explose en supernova thermonucléaire (dite de type Ia).

Un trou noir se forme lorsque la force de gravitation est suffisamment grande pour dépasser l’effet de la pression, chose qui se produit quand l’astre progéniteur dépasse une certaine masse critique. Dans ce cas, plus aucune force connue ne permet de maintenir l’équilibre, et l’objet en question s’effondre complètement. En pratique, plusieurs cas de figures sont possibles : soit une étoile à neutrons accrète de la matière issue d’une autre étoile, jusqu’à atteindre une masse critique, soit elle fusionne avec une autre étoile à neutrons (phénomène a priori beaucoup plus rare), soit le cœur d’une étoile massive s’effondre directement en trou noiri, dans le cas d'une supernova à effondrement de cœur ou d'un collapsar.

L’hypothèse de l’existence d’un état plus compact que celui d’étoiles à neutrons a été proposée dans le courant des années 1980. Il se trouverait dans les étoiles à quarks, aussi appelées étoiles étranges, du nom des quarks étranges entrant dans leur composition. Des indications d’une possible détection indirecte de tels astres ont été obtenues depuis les années 1990, sans qu'elles aient permis de trancher la question. Au-delà d’une certaine masse, ce type d’astre finirait lui aussi par s’effondrer en trou noir, seule la valeur de la masse limite se trouvant modifiée.

En 2006, on distingue quatre grandes classes de trous noirs en fonction de leur masse : les trous noirs stellaires, supermassifs, intermédiaires et primordiaux (ou micro trous noirs). L’existence voire l’abondance de chaque type de trou noir est directement liée aux conditions et à la probabilité de leur formation.


Formation

Trous noirs stellaires

Un trou noir de la masse du Soleil aurait un diamètre de 6 kilomètres. Les trous noirs stellaires ont une masse d’au moins trois masses solaires. Ils naissent à la suite de l’effondrement gravitationnel du résidu des étoiles massives (environ dix masses solaires et plus, initialement). En effet, lorsque la combustion par les réactions thermonucléaires dans le cœur de l’étoile massive se termine, faute de carburant, une supernova se produit. Cette dernière peut laisser derrière elle un cœur qui continue à s’effondrer rapidement.

En 1939, Robert Oppenheimer a montré que si ce cœur a une masse supérieure à une certaine limite, appelée limite d’Oppenheimer-Volkoff et égale à environ 3,3 masses solaires, la force gravitationnelle l’emporte définitivement sur toutes les autres forces et un trou noir se forme.

L’effondrement vers un trou noir est susceptible d’émettre des ondes gravitationnelles, qui sont détectées avec des instruments tels que le détecteur Virgo de Cascina en Italie, ou avec les deux interféromètres américains de LIGO. Les trous noirs stellaires sont aujourd’hui observés dans les binaires X et les microquasars et sont parfois responsables de l’apparition de jets tels que ceux observés dans certains noyaux actifs de galaxies.

Trous noirs supermassifs

Les trous noirs supermassifs ont une masse comprise entre quelques millions et quelques milliards de masses solaires. Ils se trouvent au centre des galaxies et leur présence provoque parfois l’apparition de jets et du rayonnement X. Les noyaux de galaxies qui sont ainsi plus lumineux qu’une simple superposition d’étoiles sont alors appelés noyaux actifs de galaxies.

Notre galaxie, la Voie lactée, contient un tel trou noir (Sagittarius A), ainsi qu’il a été démontré par l’observation des mouvements extrêmement rapides des étoiles proches du trou noir. En particulier, une étoile nommée S2 a pu être observée lors d’une révolution complète autour d’un objet sombre non détecté en moins de onze ans. L’orbite elliptique de cette étoile l’a amenée à moins de vingt unités astronomiques de cet objet (soit une distance de l’ordre de celle Uranus-Soleil) et la vitesse à laquelle l’orbite est parcourue permet d’assigner une masse d’environ 2,3 millions de masses solaires pour l’objet sombre autour duquel elle gravite. Aucun modèle autre que celui d’un trou noir ne permet de rendre compte d’une telle concentration de matière dans un volume aussi restreint.

Le télescope Chandra a également permis d’observer au centre de la galaxie NGC 6240 deux trous noirs supermassifs en orbite l’un autour de l’autre. La formation de tels géants est encore débattue, mais certains pensent qu’ils se sont formés très rapidement au début de l’univers.

La masse d’un trou noir galactique correspond en général à environ un millième de la masse de la matière présente dans le bulbe central.

Trous noirs intermédiaires

Les trous noirs intermédiaires sont des objets récemment découverts et ont une masse entre 100 et 10 000 masses solaires. Dans les années 1970, les trous noirs de masse intermédiaire étaient supposés se former dans le cœur des amas globulaires mais aucune observation ne venait soutenir cette hypothèse. Des observations dans les années 2000 ont montré l’existence de sources de rayons X ultra-lumineuses (Ultra-luminous X-ray source en anglais, ou ULX). Ces sources ne sont apparemment pas associées au cœur des galaxies où l’on trouve les trous noirs supermassifs. De plus, la quantité de rayons X observée est trop importante pour être produite par un trou noir de 20 masses solaires, accrétant de la matière avec un taux égal à la limite d’Eddington (limite maximale pour un trou noir stellaire). Ces trous noirs intermédiaires pourraient aussi résulter de l'effondrement d'étoile de population III : ce sont des populations hypothétiques d'étoiles très massives (des milliers de masses solaires) qui se seraient formées au début de l'Univers, constituées des éléments les plus légers : l'hydrogène ou l'hélium.

Si l'existence de tels trous noirs est maintenant bien acceptée dans la communauté des astronomes, le faible nombre de candidats et l’ambiguïté de certains signaux font que l'existence de cette catégorie de trou noir reste encore sujette à débat.

En 2017 Bulent Kiziltan, directeur de recherche au centre d’astrophysique Harvard-Smithsonianun, affirme avoir détecté un trou noir intermédiaire de 1400 à 3700 masses solaires au sein de l'amas globulaire Tucanae.

Trous noirs primordiaux

         > Les trous noirs primordiaux, aussi appelés micro trous noirs ou trous noirs quantiques, auraient une taille très petite. Ils se seraient formés durant le Big Bang (d’où l’appellation trou noir « primordial »), à la suite de l’effondrement gravitationnel de petites sur-densités dans l’univers primordial. Dans les années 1970, les physiciens Stephen Hawking et Bernard Carr ont étudié un mécanisme de formation des trous noirs dans l’univers primordial. Ils avancèrent l’idée d’une profusion de mini-trous noirs, minuscules par rapport à ceux envisagés par la formation stellaire. La densité et la répartition en masse de ces trous noirs ne sont pas connues et dépendent essentiellement de la façon dont se produit une phase d’expansion rapide dans l’univers primordial, l’inflation cosmique. Ces trous noirs de faible masse émettent, s’ils existent, un rayonnement gamma qui pourrait éventuellement être détecté par des satellites comme INTEGRAL. La non détection de ce rayonnement permet de mettre des limites supérieures sur l’abondance et la répartition en masse de ces trous noirs.

         > Selon certains modèles de physique des hautes énergies, il serait possible de créer des mini-trous noirs similaires en laboratoire, dans des accélérateurs de particules comme le LHC, installé près de Genève, en Suisse.

         > En 2005, Frans Pretorius est parvenu à simuler la fusion complète de deux trous noirs ; la phase finale de ce processus est plus simple qu’on l’imaginait et surtout plus courte : de l’ordre de la milliseconde.

         > La formation des trous noirs de très grande masse (de l'ordre d'un milliard de masses solaires) qu'on observe dans l'Univers lointain a été beaucoup trop rapide pour correspondre à l'effondrement d'étoiles massives. Il pourrait s'agir de l'effondrement direct de nuages de gaz gigantesques présents juste après le Big Bang, conduisant à un trou noir de dix à cent mille fois la masse du Soleil, amplifié ensuite aux dépens du gaz et des étoiles environnantes.


Observation

Les deux seules classes de trous noirs pour lesquelles on dispose d’observations nombreuses (indirectes, mais de plus en plus précises, voir paragraphe suivant) sont les trous noirs stellaires et super-massifs. Le trou noir supermassif le plus proche est celui qui se trouve au centre de notre Galaxie à environ environ 8,5 kpc.

Une des premières méthodes de détection d’un trou noir est la détermination de la masse des deux composantes d’une étoile binaire, à partir des paramètres orbitaux. On a ainsi observé des étoiles de faible masse avec un mouvement orbital très prononcé (amplitude de plusieurs dizaines de km/s) mais dont le compagnon est invisible. Le compagnon massif invisible peut généralement être interprété comme une étoile à neutrons ou un trou noir, puisqu’une étoile normale avec une telle masse se verrait très facilement. La masse du compagnon (ou la fonction de masses, si l’angle d’inclinaison est inconnu) est alors comparée à la masse limite maximale des étoiles à neutrons (environ 3,3 masses solaires). Si elle dépasse cette limite, on considère que l’objet est un trou noir. Sinon, il peut être une naine blanche.

On considère également que certains trous noirs stellaires apparaissent lors des sursauts de rayons gamma (ou GRB, pour gamma-ray burst en anglais). En effet, ces derniers se formeraient via l’explosion d’une étoile massive (comme une étoile Wolf-Rayet) en supernova ; dans certains cas (décrits par le modèle collapsar), un flash de rayons gamma est produit au moment où le trou noir se forme. Ainsi, un GRBk pourrait représenter le signal de la naissance d’un trou noir. Des trous noirs de plus faible masse peuvent aussi être formés par des supernovæ classiques. Le rémanent de la supernova 1987A est soupçonné d’être un trou noir, par exemple.

Un deuxième phénomène directement relié à la présence d’un trou noir, cette fois pas seulement de type stellaire, mais aussi super-massif, est la présence de jets observés principalement dans le domaine des ondes radio. Ces jets résultent des changements de champ magnétique à grande échelle se produisant dans le disque d’accrétion du trou noir.


Observation directe (voir deux vidéos sur les trous noirs)

L'objet trou noir en tant que tel est par définition inobservable ; toutefois, il est possible d'observer l'environnement immédiat d'un trou noir (disque d'accrétion, jets de matière..) à proximité de son horizon, permettant ainsi de tester et vérifier la physique des trous noirs. La petite taille d’un trou noir stellaire (quelques kilomètres) rend cependant cette observation directe très difficile. En guise d’exemple, et même si la taille angulaire d’un trou noir est plus grande que celle d’un objet classique de même rayon, un trou noir d’une masse solaire et situé à un parsec (environ 3,26 années-lumière) aurait un diamètre angulaire de 0,1 micro seconde d’arc.

Cependant, la situation est plus favorable pour un trou noir super-massif. En effet, la taille d’un trou noir est proportionnelle à sa masse. Ainsi, le trou noir du centre de notre galaxie a une masse, bien estimée, d’environ 3,6 millions de masses solaires. Son rayon de Schwarzschild est donc d’environ 11 millions de kilomètres. La taille angulaire de ce trou noir, situé à environ 8,5 kiloparsecs de la terre est de l’ordre de 40 microsecondes d’arc. Cette résolution est inaccessible dans le domaine visible, mais est assez proche des limites actuellement atteignables en interférométrie radio. La technique de l’interférométrie radio, avec une sensibilité suffisante, est limitée en fréquence au domaine millimétrique. Un gain d’un ordre de grandeur en fréquence permettrait une résolution meilleure que la taille angulaire du trou noir.

Le 10 avril 2019, le projet Event Horizon Telescope publie les premières images de M87*, le trou noir supermassif se trouvant au cœur de la galaxie M8728. Ces restitutions sont obtenues grâce à un algorithme de reconstitution d'image, baptisé « CHIRP » (Continuous High-Résolution Image Reconstruction using Patch priori), mis au point par la scientifique américaine Katie Bouman. Ces images permettent de distinguer la silhouette du trou noir dans un disque d'accrétion.


Exemples de trous noirs stellaires

Cygnus X-1, détecté en 1965, est le premier objet astrophysique identifié comme pouvant être la manifestation d’un trou noir. C’est un système binaire qui serait constitué d’un trou noir en rotation et d’une étoile géante.

Les systèmes binaires stellaires qui contiennent un trou noir avec un disque d’accrétion formant des jets sont appelés micro-quasars, en référence à leurs parents extragalactiques : les quasars. Les deux classes d’objets partagent en fait les mêmes processus physiques. Parmi les micro-quasars les plus étudiés, on notera GRS 1915+105, découvert en 1994 pour avoir des jets supraluminiques. Un autre cas de tels jets fut détecté dans le système GRO J1655-40. Mais, sa distance est sujette à controverse et ses jets pourraient ne pas être supraluminiques. Notons aussi le micro-quasar très spécial SS 433, qui a des jets persistants en précession et où la matière se déplace par paquets à des vitesses de quelques fractions de la vitesse de la lumière.


Exemples de trous noirs supermassifs

Les candidats aux trous noirs supermassifs ont premièrement été les noyaux actifs de galaxie et les quasars découverts par les radioastronomes dans les années 1960. Cependant, les observations les plus convaincantes de l’existence de trous noirs supermassifs sont celles des orbites des étoiles autour du centre galactique appelé Sagittarius A*. L’orbite de ces étoiles et les vitesses atteintes ont permis aujourd’hui d’exclure tout autre type d’objet qu’un trou noir supermassif, de l'ordre de 4 millions de masses solaires à cet endroit de la galaxie. Par la suite, des trous noirs supermassifs ont été détectés dans de nombreuses autres galaxies.

En février 2005, une étoile géante bleue, appelée SDSS J090745.0+024507 fut observée quittant notre galaxie avec une vitesse deux fois supérieure à la vitesse de libération de la Voie lactée, soit 0,0022 fois la vitesse de la lumière. Quand on remonte la trajectoire de cette étoile, on voit qu’elle croise le voisinage immédiat du centre galactique. Sa vitesse et sa trajectoire confortent donc également l’idée de la présence d’un trou noir supermassif à cet endroit dont l’influence gravitationnelle aurait provoqué l’éjection de cette étoile de la Voie Lactée.

En novembre 2004, une équipe d’astronomes a rapporté la découverte du premier trou noir de masse intermédiaire dans notre galaxie et orbitant à seulement trois années-lumière du centre galactique. Ce trou noir aurait une masse d’environ 1 300 masses solaires et se trouve dans un amas de seulement sept étoiles. Cet amas est probablement le résidu d’un amas massif d’étoiles qui a été dénudé par la présence du trou noir central. Cette observation conforte l’idée que les trous noirs supermassifs grandissent en absorbant des étoiles et d'autres trous noirs, qui pourra être confirmée par l’observation directe des ondes gravitationnelles émises par ce processus, par l’intermédiaire de l’interféromètre spatial LISA.

En juin 2004, des astronomes ont trouvé un trou noir supermassif, appelé Q0906+6930, au centre d’une galaxie lointaine d’environ 12,7 milliards d’années-lumière, c’est-à-dire lorsque l’univers était encore très jeune. Cette observation montre que la formation des trous noirs supermassifs dans les galaxies est un phénomène relativement rapide.

En 2012, le plus gros trou noir jamais observé est découvert dans la galaxie NGC 1277, située à 220 millions d’années-lumière dans la constellation de Persée. Il aurait une masse de 17 milliards de masses solaires et représente 14 % de la masse de sa propre galaxie (contre 0,1 % pour les autres, en moyenne[réf. nécessaire]). En 2017, ce trou noir aurait été détrôné par TON 618, un quasar situé à 10,4 milliards d'années-lumière et pesant 66 milliards de masses solaires.


Évaporation et rayonnement de Hawking

En 1974, Stephen Hawking appliqua la théorie quantique des champs à l'espace-temps courbé de la relativité générale, et découvrit que contrairement à ce que prédisait la mécanique classique, les trous noirs pouvaient effectivement émettre un rayonnement (proche d'un rayonnement thermique) aujourd’hui appelé rayonnement de Hawking : les trous noirs ne sont donc pas complètement « noirs ».

Le rayonnement de Hawking correspond en fait à un spectre de corps noir. On peut donc y associer la « température » du trou noir, qui est inversement proportionnelle à sa tailleo. De ce fait, plus le trou noir est important, plus sa température est basse. Un trou noir de la masse de la planète Mercure aurait une température égale à celle du rayonnement de fond diffus cosmologique (à peu près 2,73 kelvins). Si le trou noir est plus massif, il sera donc plus froid que la température du fond et accroîtra son énergie plus vite qu’il n’en perdra via le rayonnement de Hawking, devenant ainsi encore plus froid. Un trou noir stellaire a ainsi une température de quelques microkelvins, ce qui rend la détection directe de son évaporation totalement impossible à envisager. Cependant, pour des trous noirs moins massifs, la température est plus élevée et la perte d'énergie associée lui permet de voir sa masse varier sur des échelles cosmologiques. Ainsi, un trou noir de quelques millions de tonnes s’évaporera-t-il en une durée inférieure à celle de l'âge de l'Univers. Alors que le trou noir s'évapore, il devient plus petit, et donc plus chaud. Certains astrophysiciens ont proposé que l'évaporation complète de trous noirs produirait un flash de rayons gamma. Ceci serait une signature de l'existence de trous noirs de très faible masse. Il s'agirait alors de trous noirs primordiaux. La recherche actuelle explore cette possibilité avec les données du satellite européen International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory (INTEGRAL).


Trous noirs et trous de ver

La relativité générale indique qu’il existerait des configurations dans lesquelles deux trous noirs sont reliés l’un à l’autre. Une telle configuration est habituellement appelée trou de ver ou plus rarement pont d’Einstein-Rosen. De telles configurations ont beaucoup inspiré les auteurs de science-fiction (voir par exemple les références de la section médias) car elles proposent un moyen de voyager très rapidement sur de grandes distances, voire voyager dans le temps. En pratique, de telles configurations, si elles sont autorisées par la relativité générale, semblent totalement irréalisables dans un contexte astrophysique car aucun processus connu ne semble permettre la formation de tels objets.


Propositions alternatives aux trous noirs

La démonstration de l'existence des trous noirs stellaires s'appuie sur l'existence d'une limite supérieure pour la masse des étoiles à neutrons. La valeur de cette limite dépend fortement des hypothèses faites concernant les propriétés de la matière dense. La découverte de nouvelles phases exotiques de la matière pourrait repousser cette limite. Une phase constituée de quarks libres (non liés pour former des protons et neutrons par exemple) à haute densité pourrait permettre l'existence d'étoiles à quarks tandis que des modèles de supersymétrie prévoient l'existence d'étoiles Q64. Certaines extensions du modèle standard postulent l'existence de préons qui constitueraient les blocs élémentaires des quarks et des leptons, lesquels pourraient hypothétiquement former des étoiles à préons. Ces modèles hypothétiques pourraient expliquer un certain nombre d'observations de candidats trous noirs stellaires. Cependant, il peut être montré à partir d'arguments généraux en relativité générale que tous ces objets auraient une masse maximale.

Étant donné que la densité moyenne d'un trou noir à l'intérieur de son rayon de Schwarzschild est inversement proportionnelle au carré de sa masse, les trous noirs supermassifs sont beaucoup moins denses que les trous noirs stellaires (la masse volumique d'un trou noir de 108 masses solaires est comparable à celle de l'eau ; un trou noir de dix milliards (1010) de masses solaires serait moins dense que l'air). En conséquence, la physique de la matière formant un trou noir supermassif est bien mieux comprise et les explications alternatives possibles pour l'observation des trous noirs supermassifs sont beaucoup plus ordinaires. Par exemple, un trou noir supermassif pourrait être modélisé par un grand amas d'objets très sombres. Cependant, ces alternatives ne sont généralement pas assez stables pour expliquer les candidats trous noirs supermassifs.

Les éléments de preuve en faveur des trous noirs stellaires et supermassifs impliquent que, pour que les trous noirs ne se forment pas, la relativité générale doit échouer comme théorie de la gravitation, peut-être à cause de l'apparition de corrections quantiques. Une caractéristique très attendue d'une théorie de la gravitation quantique serait l'absence de singularités ou d'horizons des évènements (et donc l'absence de trous noirs). Ces dernières années, une grande attention a été portée au modèle des « fuzzballs » (littéralement « balles (ou pelotes) chevelues ») développé en théorie des cordes. Basée sur des calculs dans des situations spécifiques en théorie des cordes, la proposition suggère que de façon générale les états individuels d'une solution trou noir ne doit pas avoir d'horizon des évènements ni de singularité mais que pour un observateur classique/semi-classique la moyenne statistique de ces états apparaît comme un trou noir ordinaire en relativité générale.

De nombreuses alternatives ont également été proposées, telles que par exemple :

         > Gravastars

         > étoiles noires

         > étoiles sombres

         > étoiles à énergie noire

         > objets en effondrement éternel

         > étoiles exotiques (étoiles électrofaibles, étoiles à préons, étoiles à bosons, ...)

Mais tous ces objets restent purement théoriques en l'état actuel de nos connaissances.


(voir deux vidéos sur les trous noirs)