Les trous noirs
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Livre d'Or
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-
Bon, qu'est-
Il a fallu plus d'un demi-
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-
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-
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-
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-
- les stellaires (quelques dizaines de fois la masse du Soleil)
- les supermassifs (quelques millions de fois)
- et depuis quelques années, les trous noirs dits de masse intermédiaire (quelques centaines de fois notre étoile) dont la formation n’est pas encore comprise.
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-
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-
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-
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-
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-
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-
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-
Propriétés
Un trou noir est un objet astrophysique qui se caractérise par le fait qu’il est
très difficile à observer directement (voir ci-
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-
Pour un trou noir, la masse et la charge électrique sont des propriétés habituelles
que décrit la physique classique (c’est-
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-
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-
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-
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-
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-
Le trou et le noir
L’existence des trous noirs est envisagée dès le XVIIIème siècle indépendamment par
John Michell et Pierre-
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-
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-
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-
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-
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-
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-
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-
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-
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-
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-
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-
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-
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-
> Selon certains modèles de physique des hautes énergies, il serait possible
de créer des mini-
> 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-
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-
Un deuxième phénomène directement relié à la présence d’un trou noir, cette fois
pas seulement de type stellaire, mais aussi super-
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-
Cependant, la situation est plus favorable pour un trou noir super-
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-
Exemples de trous noirs stellaires
Cygnus X-
Les systèmes binaires stellaires qui contiennent un trou noir avec un disque d’accrétion
formant des jets sont appelés micro-
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-
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-
En 2012, le plus gros trou noir jamais observé est découvert dans la galaxie NGC
1277, située à 220 millions d’années-
Évaporation et rayonnement de Hawking
En 1974, Stephen Hawking appliqua la théorie quantique des champs à l'espace-
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-
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-
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-
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.
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