Trou noir

En 1783, un ecclésiastique anglais du nom de John Michell a écrit qu'il était possible qu'une chose soit si lourde qu'il faille aller à la vitesse de la lumière pour s'éloigner de sa gravité. La gravité s'intensifie lorsque quelque chose devient plus gros ou plus massif. Pour qu'une petite chose, comme une fusée, puisse s'échapper d'une chose plus grande, comme la Terre, elle doit échapper à l'attraction de notre gravité, sinon elle retombera. La vitesse à laquelle elle doit se déplacer vers le haut pour échapper à la gravité terrestre est appelée vitesse d'échappement. Les grandes planètes (comme Jupiter) et les étoiles ont une masse plus importante et une gravité plus forte que la Terre. Par conséquent, la vitesse d'échappement est beaucoup plus rapide. John Michell pensait qu'il était possible qu'une chose soit si grande que la vitesse d'échappement soit plus rapide que la vitesse de la lumière, de sorte que même la lumière ne puisse pas s'échapper. En 1796, Pierre-Simon Laplace a défendu la même idée dans les première et deuxième éditions de son livre Exposition du système du monde (elle a été retirée des éditions ultérieures).

Certains scientifiques pensaient que Michell avait peut-être raison, mais d'autres pensaient que la lumière n'avait pas de masse et ne serait pas tirée par la gravité. Sa théorie a été oubliée.

En 1916, Albert Einstein a écrit une explication de la gravité appelée relativité générale.

• La masse fait que l'espace (et l'espace-temps) se plie, ou se courbe. Les objets en mouvement "tombent" ou suivent les courbes dans l'espace. C'est ce que nous appelons la gravité.
• La lumière voyage toujours à la même vitesse, et est affectée par la gravité. Si elle semble changer de vitesse, elle se déplace en réalité le long d'une courbe dans l'espace-temps.

Quelques mois plus tard, alors qu'il servait pendant la Première Guerre mondiale, le physicien allemand Karl Schwarzschild a utilisé les équations d'Einstein pour montrer qu'un trou noir pouvait exister. En 1930, Subrahmanyan Chandrasekhar a prédit que des étoiles plus lourdes que le soleil pourraient s'effondrer lorsqu'elles manqueraient d'hydrogène ou d'autres combustibles nucléaires à brûler. En 1939, Robert Oppenheimer et H. Snyder ont calculé qu'une étoile devait être au moins trois fois plus massive que le Soleil pour former un trou noir. En 1967, John Wheeler a inventé le nom de "trou noir" pour la première fois. Avant cela, on les appelait "étoiles noires".

En 1970, Stephen Hawking et Roger Penrose ont montré que les trous noirs doivent exister. Bien que les trous noirs soient invisibles (ils ne peuvent pas être vus), une partie de la matière qui y tombe est très lumineuse.

Effondrement gravitationnel

L'effondrement gravitationnel d'énormes étoiles (de haute masse) provoque des trous noirs de "masse stellaire". La formation d'étoiles dans l'univers primitif a pu donner naissance à des étoiles très massives qui, en s'effondrant, produiraient des trous noirs pouvant atteindre ¹⁰³ masses solaires. Ces trous noirs pourraient être les graines des trous noirs supermassifs que l'on trouve au centre de la plupart des galaxies.

La majeure partie de l'énergie libérée lors de l'effondrement gravitationnel est émise très rapidement. Un observateur distant voit la matière en chute lente et s'arrêter juste au-dessus de l'horizon de l'événement, en raison de la dilatation du temps gravitationnel. La lumière émise juste avant l'horizon de l'événement est retardée d'une quantité infinie de temps. L'observateur ne voit donc jamais la formation de l'horizon des événements. Au lieu de cela, la matière qui s'effondre semble devenir plus sombre et de plus en plus rouge, pour finalement s'estomper.

Des trous noirs ont également été trouvés au milieu de presque toutes les galaxies de l'univers connu. On les appelle les trous noirs supermassifs (SBH), et ce sont les plus grands de tous les trous noirs. Ils se sont formés lorsque l'Univers était très jeune, et ont également contribué à la formation de toutes les galaxies.

On pense que les quasars sont alimentés par la gravité qui collecte des matériaux dans les SBH au centre des galaxies lointaines. La lumière ne peut pas s'échapper des SBH au centre des quasars, donc l'énergie qui s'échappe est produite en dehors de l'horizon des événements par des contraintes gravitationnelles et une immense friction sur la matière entrante.

D'énormes masses centrales (¹⁰⁶ à ¹⁰⁹ masses solaires) ont été mesurées en quasars. Plusieurs dizaines de grandes galaxies proches, sans aucun signe d'un noyau de quasar, contiennent un trou noir central similaire dans leur noyau. On pense donc que toutes les grandes galaxies en ont un, mais seule une petite fraction est active (avec suffisamment d'accrétion pour alimenter le rayonnement) et est donc considérée comme un quasar.

Au milieu d'un trou noir, il y a un centre gravitationnel appelé singularité. Il est impossible de voir à l'intérieur car la gravité empêche toute lumière de s'échapper. Autour de la minuscule singularité, il y a une grande zone où la lumière qui passerait normalement est également aspirée. Le bord de cette zone est appelé l'horizon des événements. La zone située au-delà de l'horizon des événements est le trou noir. La gravité du trou noir s'affaiblit à distance. L'horizon des événements est l'endroit le plus éloigné du milieu où la gravité est encore assez forte pour piéger la lumière.

En dehors de l'horizon des événements, la lumière et la matière seront toujours attirées vers le trou noir. Si un trou noir est entouré de matière, celle-ci formera un "disque d'accrétion" (accretion signifie "rassemblement") autour du trou noir. Un disque d'accrétion ressemble aux anneaux de Saturne. Lorsqu'elle est aspirée, la matière devient très chaude et envoie des rayons X dans l'espace. Imaginez que l'eau tourne autour du trou avant d'y tomber.

La plupart des trous noirs sont trop éloignés pour que nous puissions voir le disque d'accrétion et le jet. La seule façon de connaître un trou noir est de voir comment les étoiles, le gaz et la lumière se comportent autour de lui. Avec un trou noir à proximité, même des objets aussi gros qu'une étoile se déplacent d'une manière différente, généralement plus rapidement qu'ils ne le feraient si le trou noir n'était pas là.

Comme nous ne pouvons pas voir les trous noirs, ils doivent être détectés par d'autres moyens. Lorsqu'un trou noir passe entre nous et une source de lumière, la lumière se courbe autour du trou noir, créant une image miroir. Cet effet est appelé lentille gravitationnelle.

Le rayonnement Hawking est un rayonnement de corps noir qui est émis par un trou noir, en raison d'effets quantiques à proximité de l'horizon des événements. Il porte le nom du physicien Stephen Hawking, qui a fourni un argument théorique pour son existence en 1974.

Le rayonnement Hawking réduit la masse et l'énergie du trou noir et est donc également connu sous le nom d'évaporation du trou noir. Cela se produit en raison des paires particule-antiparticule virtuelles. En raison des fluctuations quantiques, c'est à ce moment que l'une des particules tombe et que l'autre s'en tire avec l'énergie/masse. De ce fait, les trous noirs qui perdent plus de masse qu'ils n'en gagnent par d'autres moyens sont censés se rétrécir et finalement disparaître. Les microtrous noirs (MBH) devraient être des émetteurs nets de rayonnement plus importants que les grands trous noirs et devraient se rétrécir et se dissiper plus rapidement.