TROUS NOIRS

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Puits gravitationnel créé par un trou noir

Puits gravitationnel créé par un trou noir
Crédits : J.-P. Luminet

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Formation de trous noirs stellaires et sursauts gamma

Formation de trous noirs stellaires et sursauts gamma
Crédits : J.-P. Luminet

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Galaxie NGC 1277

Galaxie NGC 1277
Crédits : NASA/ ESA/ Andrew C. Fabian/ Remco C. E. van den Bosch (MPIA)

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Théorème de calvitie

Théorème de calvitie
Crédits : J.-P. Luminet

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Les trous noirs, énormes concentrations de matière et d’énergie dont rien ne peut s’échapper, pas même la lumière, sont certainement les astres les plus étranges de l’Univers. Ils sont par définition invisibles et leur existence est une conséquence incontournable de la théorie de la relativité générale énoncée par Albert Einstein en 1915. D’abord purement conceptuels, ces objets sont progressivement devenus crédibles dès lors que des processus astrophysiques bien réels ont pu, d’une part, expliquer leur formation et, d’autre part, prédire leurs manifestations observables.

Des trous noirs de toutes tailles et de toutes masses peuvent en principe exister dans l’Univers, depuis des trous noirs microscopiques engendrés lors du big bang jusqu’aux trous noirs géants (massifs et supermassifs) situés au centre de la plupart des galaxies, en passant par les trous noirs stellaires issus de l’effondrement du cœur des étoiles les plus massives sous l’effet de leur propre gravité.

La surface d’un trou noir, appelée horizon des événements, n’est pas matérielle et se caractérise par une taille proportionnelle à sa masse. Un trou noir stellaire ne mesure que quelques kilomètres, mais un trou noir supermassif peut être aussi gros que notre système solaire. L’intérieur d’un trou noir pose des questions de physique fondamentale non résolues ; on ne sait pas, par exemple, si son centre est un point de densité infinie où toute l’énergie est concentrée (ce que les mathématiciens appellent singularité), ou bien s’il offre une porte de passage vers d'autres univers sous forme d’un hypothétique « trou de ver ».

Depuis les premiers modèles astrophysiques de trous noirs, élaborés dans les années 1970, des progrès décisifs ont été accomplis pour les détecter indirectement, grâce à l’observation du rayonnement électromagnétique de la matière qui y tombe. Depuis 2015, des signatures plus directes de leur présence proviennent de la détection d’ondes gravitationnelles, infimes vibrations de l’espace-temps provoquées dans ce cas par la fusion de deux trous noirs stellaires. Enfin, en 2019, la première image télescopique directe d’un trou noir supermassif situé au centre de la galaxie M87 a apporté la preuve définitive de la réalité physique de ces objets célestes.

Qu’est-ce qu’un trou noir ?

L'existence d’astres invisibles, appelés depuis 1968 « trous noirs », a été imaginée dès la fin du xviiie siècle par le Britannique John Michell (1724-1793) et par le Français Pierre Simon de Laplace (1749-1827) dans le cadre de la théorie de la gravitation universelle d’Isaac Newton (1642-1727). Par quelques calculs simples fondés sur la vitesse de libération (vitesse minimale à partir de laquelle un objet peut définitivement se défaire de l’attraction gravitationnelle d’un astre), ils montraient qu'il pourrait exister dans l'Univers des corps célestes tellement massifs que même la lumière ne pourrait pas s'en échapper. Ils en concluaient que ces astres seraient invisibles. Cette brillante hypothèse, qui n'a pas suscité d'intérêt à l'époque, a resurgi quelque cent cinquante ans plus tard dans le cadre d'une autre théorie de la gravitation, la relativité générale, développée par Albert Einstein.

Ce qu'on entend désormais par « trou noir » possède des propriétés non newtoniennes que seule la gravitation relativiste d’Einstein permet de modéliser. Le trou noir doit se comprendre non pas comme une masse qui attire tout avec une force irrésistible, mais comme une déformation extrême de la géométrie de l'espace-temps. Selon la théorie de la relativité générale, la gravitation courbe l'espace et dévie les trajectoires des rayons lumineux. Il est possible de visualiser cette déformation par un puits gravitationnel, creusé par les corps dans la trame même de l'espace-temps. Plus un corps est massif, plus son puits gravitationnel est profond. Le trou noir, stade ultime de l'effondrement gravitationnel, est caractérisé par un puits si profond que rien ne peut s'en échapper.

Puits gravitationnel créé par un trou noir

dessin : Puits gravitationnel créé par un trou noir

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En réduisant la structure de l'espace-temps relativiste à une surface à deux dimensions pour les besoins de la visualisation, ce schéma illustre le puits gravitationnel créé par un trou noir. Les cinq courbes dessinées sur cette surface représentent des trajectoires possibles de particules... 

Crédits : J.-P. Luminet

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La relativité générale associe à tout corps sphérique un rayon critique – appelé rayon de Schwarzschild, du nom de l'astrophysicien allemand Karl Schwarzschild (1873-1916) –, proportionnel à sa masse, tel que, si le corps était confiné dans une sphère de ce rayon, aucune particule ni aucun rayonnement ne pourrait en sortir. Il est illustré par la formule Rs = 2GM/c2, avec G la constante de gravitation, M la masse du corps et c la vitesse de la lumière. Les corps célestes sont généralement très éloignés d’un tel état : ainsi, le rayon critique du Soleil n'est que de 3 kilomètres alors que son rayon réel est de 700 000 kilomètres, et celui de la Terre de 1 centimètre (son rayon réel étant de 6 371 kilomètres).

Le premier calcul théorique suggérant que de tels « pièges » à matière et lumière pouvaient se former dans l’Univers réel par effondrement gravitationnel date de 1939, et est dû à l’Américain Robert Oppenheimer (1904-1967). Puis, de nombreux théoriciens se sont penchés sur les propriétés physiques et mathématiques de ces objets très particuliers. On peut citer : le Néo-Zélandais Roy Kerr (né en 1934), qui a trouvé en 1963 la solution des équations de la relativité générale décrivant un trou noir en rotation ; l’Américain John Wheeler (1911-2008), qui en 1968 a donné le nom de « trous noirs » à ces astres (auparavant appelés astres invisibles ou occlus, étoiles gelées, cercles magiques) ; le Prix Nobel de physique 1983 Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995) ; l’Italien Remo Ruffini (né en 1942) ; les Britanniques Roger Penrose (né en 1931) et Stephen Hawking (1942-2018) ou encore l’Australien Brandon Carter (né en 1942). Le terme de « trou noir » a tellement marqué les esprits qu’il est devenu, avec celui de « big bang », l’une des expressions d’astrophysique les plus populaires auprès du grand public, en raison notamment de la charge de mystère et d’incompréhension qu’elle revêt.

La surface d’un trou noir n’est pas solide ni même matérielle : c’est une frontière purement géométrique délimitant une zone de non-retour. Elle est appelée « horizon des événements », en ce sens que tout événement susceptible de se produire au sein du trou noir est hors de vue de tout observateur extérieur. Séparant ainsi l’intérieur du trou noir du reste de l’Univers, l’horizon des événements est de forme sphérique si le trou noir est statique, ou ellipsoïdale s’il est en rotation. Son rayon caractéristique se calcule comme celui pour lequel la vitesse de libération atteint celle de la lumière (vitesse maximale que peuvent atteindre toutes formes de matière ou d'information dans l'Univers). Ce n’est autre que le rayon de Schwarzschild, qui est directement proportionnel à la masse du trou noir : 30 kilomètres pour un trou noir stellaire de 10 masses solaires (la masse du Soleil, MS, prise ici comme unité, vaut 1,989 1 × 1030 kg) ; 12 millions de kilomètres pour le trou noir massif Sagittarius A* (Sgr A*), situé au centre de notre Galaxie (la Voie lactée), dont la masse est estimée à 4,1 millions de MS ; plusieurs milliards de kilomètres pour les trous noirs supermassifs situés au centre de certaines galaxies.

S’il est exact que, pour qu'un objet de masse stellaire soit un trou noir, il faut que sa densité moyenne (sa masse divisée par son volume) soit extrêmement élevée – de l’ordre du milliard de tonnes par centimètre cube –, un simple calcul montre que, pour des dimensions beaucoup plus grandes, cela n’est plus vrai ; ainsi un trou noir géant d’un milliard de MS n’est pas plus dense que l’air, contrairement aux idées reçues. On ne peut parler ici, bien sûr, que de valeurs moyennes, étant entendu que l’on ignore la distribution réelle (certainement pas homogène) de matière et d’énergie contenues dans un trou noir.

Un trou noir est souvent présenté comme un ogre cosmique dévorant tout autour de lui. En réalité, il n’attire irrésistiblement la matière que dans un rayon d’action relativement limité. Ce n’est que son environnement immédiat qui est affecté ; dès que l’on s’en éloigne quelque peu, le trou noir se comporte comme un corps massif ordinaire. Si, par exemple, on mettait à la place du Soleil un trou noir de même masse, la Terre continuerait à orbiter exactement comme elle le fait, sans être davantage « attirée » par les forces gravitationnelles du trou noir (la seule différence est qu’il n’y aurait plus de lumière). Pour les trous noirs géants situés au centre des galaxies, leur influence s’étend tout de même jusqu’à plusieurs années-lumière – une année-lumière, distance parcourue par la lumière dans le vide en une année, équivaut à environ dix mille milliards de kilomètres –, affectant les orbites d’étoiles voisines et attirant de grandes quantités de gaz. Des étoiles peuvent être brisées par les gigantesques forces gravitationnelles du trou noir qui les compriment dans une direction et les dilatent dans d’autres, voire être « gobées comme des mouches » dans ces immenses puits de gravité. Néanmoins, le rayon d’action de ces trous noirs supermassifs reste très limité par rapport à la taille des galaxies dans lesquelles ils se trouvent.

Différents types de trous noirs et processus de formation

En théorie, il peut exister des trous noirs de toutes tailles et de toutes masses, allant de microtrous noirs aussi petits qu’un proton (de l’ordre de 10-15 m), mais ayant la masse d’une montagne (un milliard de tonnes), jusqu’à des trous noirs supermassifs aussi grands que le système solaire (quelques dizaines de milliards de kilomètres) et rassemblant l’équivalent de plusieurs milliards de Soleils, en passant par les trous noirs « ordinaires » issus de l’évolution d’étoiles, dont les tailles sont de quelques dizaines de kilomètres pour des masses comprises entre 3 et 80 MS.

Pour que ces types très différents de trous noirs puissent réellement exister dans l’Univers, il faut cependant que des mécanismes astrophysiques plausibles expliquent leur formation.

Pour les trous noirs ordinaires, la théorie générale de l’évolution stellaire, élaborée tout au long du xxe siècle, apporte une réponse convaincante. Par suite de l'effondrement gravitationnel du cœur des étoiles lorsque tout leur combustible thermonucléaire (hydrogène, hélium...) est épuisé, l'évolution stellaire aboutit très généralement à l'expulsion plus ou moins violente de leur atmosphère gazeuse (dilution en nébuleuse planétaire ou explosion de supernova) et à la formation d'astres résiduels très condensés. Les naines blanches et les étoiles à neutrons appartiennent à cette variété étrange de corps compacts dans lesquels la matière qui les constitue est devenue suffisamment « rigide » pour stopper l’effondrement gravitationnel avant qu’un trou noir ait pu se former. À terme, plus de 99 p. 100 de toutes les étoiles doivent former des naines blanches (résidus compacts des étoiles de masse inférieure à 10 MS) ou des étoiles à neutrons (résidus d’étoiles plus massives). Cependant, deux résultats fondamentaux de l’astrophysique stipulent qu’une naine blanche ne peut pas dépasser une certaine masse critique, égale à 1,4 MS (limite dite de Chandrasekhar) et qu’une étoile à neutrons ne peut supporter son propre poids au-dessus d’une autre limite, comprise entre 2 et 3 MS (limite dite de Landau-Oppenheimer-Volkoff).

Or, environ une étoile sur dix mille a une masse initiale supérieure à 40 MS. Les modèles d'évolution indiquent que, au bout de quelques millions d'années seulement, ces étoiles développent un cœur de matière dense dépassant 3 MS. Dès lors, la compression gravitationnelle ne peut plus être compensée par les forces de répulsion des électrons (cas des naines blanches) ou des neutrons dégénérés (cas des étoiles à neutrons), et l'effondrement continue à écraser le cœur sur lui-même sans plus rencontrer de résistance : un trou noir de type « stellaire » se forme alors, de masse forcément supérieure à 3 MS. L’implosion du cœur s’accompagne d’une « hypernova », c’est-à-dire d’une violente éjection des couches gazeuses de l’étoile focalisées dans deux jets de plasma ultra-énergétiques.

La formation d'un trou noir stellaire en deux étapes est également possible. Il existe en effet des couples serrés d'étoiles à neutrons, dont la distance qui les sépare décroît au cours du temps au point de provoquer à terme leur collision à des vitesses de l'ordre de 100 000 kilomètres par seconde. La coalescence de deux étoiles à neutrons forme un objet dépassant la masse critique (2 à 3 MS ), donc voué à s’effondrer aussitôt en trou noir stellaire. Sa formation s’accompagne, comme pour une hypernova, d’une puissante éjection de plasma.

Les télescopes observent justement de brusques explosions de rayons gamma réparties dans l’ensemble de l’Univers observable. De tels « sursauts gamma », restés longtemps mystérieux, s’interprètent désormais soit comme des explosions d’étoiles massives sous forme d’hypernova, soit comme des fusions d’étoiles à neutrons, accompagnées dans les deux cas de la formation de trous noirs stellaires. Une confirmation de ce modèle de sursauts gamma a été acquise lors de l’événement GW170817 (GW pour gravitational wave, « onde gravitationnelle », les chiffres indiquant la date du 17 août 2017), au cours duquel les astronomes ont d’abord détecté le train d’ondes gravitationnelles caractéristique de la fusion de deux étoiles à neutrons puis, deux secondes plus tard, un sursaut gamma et, dans les heures et les jours qui ont suivi, l’émission de rayonnements électromagnétiques résiduels dans toutes les gammes de longueurs d’onde.

Formation de trous noirs stellaires et sursauts gamma

dessin : Formation de trous noirs stellaires et sursauts gamma

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Les deux scénarios proposés au début des années 1990, et toujours valides, pour expliquer les sursauts gamma invoquent la formation d'un trou noir entouré d'un disque d'accrétion (en bleu), soit lors de l'effondrement d'une étoile très massive produisant une explosion d'hypernova, soit... 

Crédits : J.-P. Luminet

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Comme les étoiles initialement plus massives que 40 MS représentent moins d’un millième de toutes les étoiles et que les couples d’étoiles à neutrons sont rares, on estime qu’une galaxie comme la nôtre, qui comprend de 200 à 400 milliards d’étoiles, doit avoir déjà formé quelques dizaines de millions de trous noirs stellaires.

À plus grande échelle, des amas denses et compacts d'étoiles, dits « globulaires », peuplent en nombre les halos galactiques (régions entourant les galaxies spirales). Les plus massifs d'entre eux peuvent subir l'effondrement gravitationnel de leur région centrale, la coalescence simultanée de plusieurs étoiles formant des trous noirs dits « intermédiaires », dont la masse est comprise entre quelques centaines et quelques milliers de MS.

Par ailleurs, le centre de la plupart des galaxies abrite des trous noirs géants, rassemblant l'équivalent de millions – pour les trous noirs dits massifs – ou de milliards – pour les trous noirs dits supermassifs – de masses solaires. Plusieurs mécanismes de formation sont envisagés. Les trous noirs peuvent se former d'un coup, par effondrement d'un très gros amas d'étoiles, ou bien progressivement, à partir d'un trou noir stellaire qui grossit en attirant peu à peu de la matière. Pour une galaxie dont le cœur est riche en nourriture potentielle (étoiles et gaz), les calculs théoriques faits en supposant un taux d'alimentation optimal du trou noir montrent que, sur une période de dix milliards d'années (ce qui correspond à peu près à l'âge des galaxies), un trou noir initialement stellaire peut atteindre un milliard de masses solaires et devenir aussi volumineux que notre système planétaire.

Diverses observations effectuées à partir de 2010 impliquent cependant que les mécanismes de croissance progressive d’un trou noir stellaire ou d’effondrement d’un amas d’étoiles ne peuvent expliquer l’existence des trous noirs supermassifs. En 2012, un énorme trou noir a été découvert dans la galaxie naine NGC 1277 qui est située à 238 millions d’années-lumière de la Voie lactée. Il aurait une masse de 17 milliards de masses solaires, ce qui représente 14 p. 100 de la masse de sa propre galaxie (contre 0,1 p. 100 pour les autres en moyenne). Cette galaxie, aussi petite et aussi pauvre en matériau stellaire et gazeux, n’a pu alimenter à elle seule un trou noir aussi massif. Par ailleurs, il est avéré que les premières galaxies se sont formées plus vite qu'on ne l'imaginait, et que nombre d'entre elles, dont les quasars, ont abrité dès leur prime jeunesse des trous noirs géants de plus d’un milliard de masses solaires. Un trou noir initialement stellaire, même « bien nourri », n’aurait pas eu le temps d’atteindre cette taille. D’autres processus de formation ont donc été mis en jeu.

Galaxie NGC 1277

photographie : Galaxie NGC 1277

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Située dans la constellation de Persée, à quelque 238 millions d'années-lumière de la Voie lactée, la galaxie naine NGC 1277  (ici image en fausses couleurs prise par le télescope Hubble) abrite en son centre un gigantesque trou noir dont la masse est estimée à 17 milliards de masses... 

Crédits : NASA/ ESA/ Andrew C. Fabian/ Remco C. E. van den Bosch (MPIA)

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Au cours des premiers millions d’années ayant suivi le big bang, avant l’apparition des premières étoiles et des premières galaxies, l’Univers était à l’état de gaz diffus, au sein duquel de très vastes inhomogénéités ont pu s’effondrer gravitationnellement pour former directement des trous noirs supermassifs. Un autre processus met en scène des trous noirs « primordiaux » qui se seraient formés encore plus tôt dans l'histoire de l'Univers, non par effondrement gravitationnel, mais en raison des pressions et densités gigantesques qui régnaient alors dans le plasma primitif. Les calculs montrent qu’une première génération de trous noirs de l’ordre d’un million de MS aurait pu être engendrée dès les premières secondes après le big bang.

Dans les deux cas, ces trous noirs dits primordiaux ont pu constituer les germes gravitationnels autour desquels les futures galaxies se sont agglomérées lors du milliard d'années qui a suivi, et expliquer pourquoi certaines d’entre elles – notamment les quasars – ont pu rapidement développer en leur centre un trou noir supermassif.

Notons que la théorie des trous noirs primordiaux prédit également la formation de trous noirs microscopiques, ayant la taille d'une particule élémentaire. De tels « microtrous noirs » – encore hypothétiques – sont aussi appelés « trous noirs quantiques », car à cette échelle interviendraient certains phénomènes de physique quantique, absents dans les objets macroscopiques, qui pousseraient ces microtrous noirs à s’évaporer au cours du temps plutôt qu‘à grossir. Le « rayonnement de Hawking » permettrait à un microtrou noir de rayonner très faiblement, donc de perdre de l’énergie et de s’évaporer avec une extrême lenteur en émettant un spectre électromagnétique caractéristique. L’évaporation serait d'autant plus rapide que la masse du microtrou noir est faible : un trou noir d’une tonne s'évaporerait en un dix milliardième de seconde, un trou noir d’un million de tonnes subsisterait trois ans et un trou noir d’un milliard de tonnes pourrait vivre 14 milliards d'années (âge actuel de notre Univers), auquel cas nous pourrions en observer aujourd’hui l’évaporation finale.

Dans les années 2000, certains chercheurs ont évoqué la possibilité de créer artificiellement des microtrous noirs lors d’expériences effectuées au CERN (Organisation européenne pour la recherche nucléaire), au cours de collisions à haute énergie entre particules élémentaires. L’idée avait suscité à l’époque quelques inquiétudes auprès d’une partie du public. Cependant, les énergies effectivement atteintes dans le grand collisionneur de hadrons (LHC pour Large Hadron Collider) du CERN sont mille milliards de fois plus faibles que celles requises pour fabriquer des microtrous noirs, du moins dans le cadre de la physique actuellement connue. Et, si ce type de réalisation avait été envisagé dans le cadre de modèles très spéciaux issus de la théorie générale des cordes (qui a pour ambition de remplacer la relativité générale afin de décrire la gravitation à très petite échelle) et comportant des dimensions supplémentaires de l’espace, ceux-ci ont été depuis invalidés expérimentalement.

Physique des trous noirs

Les propriétés physiques des trous noirs sont si déroutantes qu'elles ont longtemps nui à leur crédibilité. En réalité, elles découlent des lois de la relativité générale poussées à la limite des champs gravitationnels très forts, avec pour conséquence les distorsions les plus spectaculaires de l’espace-temps.

Ainsi, à proximité d'un trou noir, l'espace est fortement déformé. Un astronaute qui s'aventurerait à proximité d’un trou noir stellaire verrait son corps étiré comme un spaghetti du fait des forces différentielles de gravitation (ses pieds subissant une force d’attraction beaucoup plus forte que sa tête). Mais l’intensité de ces forces dites « de marée » dépend de la masse du trou noir . Très grandes pour un trou noir de type stellaire au point de rendre impossible son approche par un astronaute ou un vaisseau spatial (qui serait immanquablement détruit), ces forces de marée sont négligeables à la surface d’un trou noir supermassif, qui pourrait donc être franchie sans encombre.

Corrélativement à l’étirement de l’espace, le temps est fortement dilaté. Un observateur extérieur au trou noir qui regarderait l'astronaute au télescope ne le verrait jamais plonger dans le trou noir, mais aurait l'impression qu'il ralentit de plus en plus – alors qu‘il s’agirait précisément du contraire : il accélérerait frénétiquement. Pour l'astronaute (qui aurait résisté aux forces de marée, en choisissant d'explorer un trou noir supermassif plutôt qu'un trou noir stellaire…), le temps s'écoulerait normalement et il se verrait tomber vers l'horizon des événements en un temps fini. Mais il y plongerait tellement vite que sa vitesse tendrait vers celle de la lumière, de sorte que, en vertu des lois de la relativité générale, chaque image de son voyage mettrait un temps de plus en plus long pour parvenir à l'extérieur. À la limite, lorsqu'il atteindrait la surface du trou noir, sa vitesse atteindrait celle de la lumière, et son image mettrait un temps infini à sortir. L'astronaute paraîtrait gelé à jamais dans son mouvement au moment où il sortirait du rayon de visibilité.

La naissance d'un trou noir est marquée par l'émission de rayonnements électromagnétiques et d’ondes gravitationnelles. Les mathématiciens ont pu démontrer que la géométrie de l'espace-temps extérieur à l'astre en effondrement atteint un état d'équilibre assez simple autour de l'horizon des événements, toutes les irrégularités étant dissipées par les ondes gravitationnelles. Il s'ensuit que l’état final d’un trou noir est entièrement décrit par trois paramètres seulement : sa masse M, son moment angulaire J (grandeur qui décrit son état général de rotation) et sa charge électrique Q. Cette propriété est très étonnante. Un corps ordinaire, disons un simple caillou, outre sa masse, son éventuel moment angulaire et son éventuelle charge électrique, est caractérisé par une forme, des couleurs, une composition chimique, des milliards de particules élémentaires organisées d’une certaine manière, etc. Sa description complète requiert donc la connaissance d’un nombre gigantesque de paramètres. Le trou noir, lui – et c’est précisément ce qui le distingue de tout autre type de corps matériel – est totalement décrit par les trois quantités (M, J, Q). Quelles que soient les milliards d’autres informations stockées en lui, aucune n’est accessible de l’extérieur et n’influe en quoi que ce soit la manière dont l’espace-temps prend forme autour de lui. En outre, comme il n’y a pas de situation astrophysique réaliste permettant à un trou noir de conserver une charge électrique, l’état final d’un trou noir ne dépend plus que de M et J. On l’appelle « trou noir de Kerr ».

Cette pénurie maximale d'informations sur les états internes d’un trou noir a été exprimée par la formule pittoresque, due à John Archibald Wheeler, « un trou noir n'a pas de chevelure », et sa démonstration mathématique est appelée « théorème de calvitie ».

Théorème de calvitie

dessin : Théorème de calvitie

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Pour un observateur extérieur, un trou noir ne mémorise que la masse, le moment angulaire et la charge électrique de la matière qui franchit l'horizon des événements. Toutes les autres informations stockées en lui disparaissent. Par ce nombre très restreint de paramètres qui le... 

Crédits : J.-P. Luminet

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Le trou noir ne se réduit pas à un corps passif qui distord l'espace-temps sans que rien ne l'affecte lui-même. Il constitue au contraire une entité dynamique, capable de subir ou d'exercer des forces, d'absorber ou de fournir de l'énergie, de se transformer au cours du temps. Un trou noir de Kerr dispose d'une énergie rotationnelle (puisque J est non nul) qui peut être extraite. Les physiciens ont ainsi imaginé un processus au cours duquel un projectile à la trajectoire bien calculée pourrait se disloquer au voisinage du trou noir, de telle sorte qu'une partie des fragments soit capturée, mais que l'autre revienne à l'envoyeur avec une énergie plus grande, le gain provenant de l'énergie rotationnelle du trou noir. Par un processus naturel similaire, un trou noir en rotation plongé dans un champ magnétique peut engendrer un « effet dynamo » permettant d’alimenter en énergie les jets de particules observés dans les radiogalaxies.

Au début des années 1970, des chercheurs comme Stephen Hawking, Brandon Carter et Remo Ruffini ont montré que la dynamique des trous noirs se résumait en quatre lois présentant une analogie frappante avec celles de la thermodynamique. En particulier, la deuxième de ces lois stipule que l’aire d’un trou noir, c’est-à-dire la superficie de son horizon des événements, ne peut que croître au cours du temps. Ce résultat fondamental suggère que l’aire d’un trou noir est analogue à l’entropie d’un système thermodynamique isolé, une grandeur qui mesure son désordre et qui ne peut également que croître au cours du temps.

En 1973, le physicien israélo-mexicain Jacob Bekenstein (1947-2015) fut le premier à suggérer qu’il ne s’agissait pas d’une simple analogie, mais qu’un trou noir pouvait vraiment posséder une entropie au sens thermodynamique du terme. Selon le théorème de calvitie, lorsqu'un corps matériel franchit l’horizon des événements d’un trou noir, toute connaissance de ses propriétés internes est perdue pour l’observateur extérieur : seuls subsistent les trois paramètres du trou noir (M, J, Q), modifiés par l'entrée du corps matériel. Toute l'information contenue dans ce dernier est donc incorporée au trou noir. Cela implique que le trou noir « avale » une gigantesque quantité d’informations, auxquelles on peut attribuer une entropie, qui s’avère proportionnelle à l’aire de l’horizon des événements. De même, la correspondance thermodynamique permet d’attribuer au trou noir une température, proportionnelle à la gravité régnant à sa surface.

Or, un système thermodynamique possédant une entropie et une température doit forcément rayonner de la chaleur, ce qui est en contradiction flagrante avec la définition classique du trou noir (puisque rien ne s’en échappe). Le paradoxe fut résolu en 1975, lorsque Stephen Hawking calcula qu’un microtrou noir soumis aux lois de la mécanique quantique émet forcément un rayonnement. Ce dernier, appelé « rayonnement de Hawking », de type thermique, dissipe l’énergie totale du trou noir jusqu’à son évaporation finale. Surgit alors un nouveau paradoxe, dit « de l'information » : si un trou noir peut s’évaporer, il restitue de l’information. Tout ou partie ? Normalement, l’information contenue dans un rayonnement thermique est dégradée, de sorte qu’une partie de l’information que le trou noir renfermait est à jamais perdue. Or, le fait que les trous noirs puissent détruire irréversiblement de l'information entre en conflit avec l'un des postulats de base de la mécanique quantique, selon lequel les systèmes physiques évoluant ne peuvent créer ni détruire l’information – une propriété baptisée « unitarité ».

Le paradoxe de l’information lié aux trous noirs reflète notre incapacité à élaborer une théorie cohérente de la gravitation quantique qui parviendrait à unifier les lois de la relativité générale et celles de la théorie quantique des champs. Jusqu’à présent, la théorie de gravité quantique la plus étudiée est la théorie des cordes. L'idée de départ est que les constituants fondamentaux de la matière (les quarks, les leptons et les bosons) ne sont pas des particules ponctuelles sans dimension, mais des objets longilignes et vibrants de dimension 1. La cohérence mathématique de la théorie n’est cependant assurée que si l’espace-temps, décrit ordinairement à l’aide de quatre dimensions (trois d’espace, une de temps), acquiert six, voire sept dimensions spatiales supplémentaires, ce qui pour l’instant rend impossible de trouver des solutions exactes. Dans un cadre simplifié, des chercheurs ont néanmoins tenté de retrouver les lois de la thermodynamique classique des trous noirs et de les justifier. L’idée la plus intéressante, émise d’abord en 1993 par le Néerlandais Gerard ‘t Hooft, développée ensuite en 1997 par l’Argentin Juan Martín Maldacena, est que l’entropie d’un trou noir – c’est-à-dire la quantité d’information perdue pour un observateur extérieur et mesurant son état de désordre –, portée initialement par la structure tridimensionnelle des objets ayant formé le trou noir, serait codée sur la surface bidimensionnelle de son horizon des événements, un peu à la façon dont un hologramme code l’information tridimensionnelle sur une surface. Une telle correspondance « holographique » permettrait, dans certaines situations simplifiées, de résoudre le paradoxe de l’information conformément à la théorie quantique. Cela reste cependant une conjecture non rigoureusement démontrée, ce qui laisse le champ libre à d’autres approches, éventuellement non quantiques. Par exemple, peu avant sa disparition en 2018, Stephen Hawking et ses collaborateurs ont émis l’hypothèse que l’information apparemment perdue dans le trou noir pouvait être retrouvée d’une certaine manière dans les ondes gravitationnelles émises lors de sa formation.

Singularités et trous de ver

On appelle « trou noir » non pas l'objet qui se trouve au fond du puits de gravité, mais toute la région d’espace-temps confinée à l'intérieur de l’horizon des événements. Qu'y a-t-il cependant au fond d'un trou noir, quel est le sort ultime de la matière qui y tombe ? La théorie de la relativité générale prédit que dans les configurations les plus simples, par exemple un trou noir statique et sphérique, l'effondrement gravitationnel engendre un nœud qui « étrangle » l'espace-temps. La matière s'accumule irréversiblement et indéfiniment dans ce nœud.

En mathématiques, une valeur infinie apparaissant dans un continuum s'appelle une « singularité ». Mais l'idée de voir de la matière s'entasser dans un point infinitésimal constitue une absurdité pour les physiciens. C'est pourquoi ils étudient des scénarios plus plausibles. On peut supposer, par exemple, qu'au voisinage du nœud, la gravité devient répulsive et permet à la matière de rebondir plutôt que de se comprimer indéfiniment. Ce qui n’était encore dans les années 2000 que pure spéculation a pris plus de consistance avec les calculs effectués dans le cadre de la théorie de la gravitation quantique à boucles – une autre voie d'approche pour unifier la relativité générale et la mécanique quantique, différente de la théorie des cordes. Dans cette théorie, l'espace serait formé de grains minuscules, mais pas infiniment petits, en conséquence de quoi sa courbure ne pourrait pas devenir infiniment grande ; dans un trou noir sphérique, l'écrasement de la matière et de l'espace se heurterait à une valeur finie, quoique très élevée, de la courbure, et s'inverserait pour donner lieu à un rebond.

Quoi qu’il en soit, toutes les étoiles tournent sur elles-mêmes ; comment donc les trous noirs, du moins ceux qui se sont formés à partir d'étoiles effondrées, ne tourneraient-ils pas sur eux-mêmes ? De fait, la relativité générale calcule que l'intérieur d'un trou noir de Kerr n'est pas infiniment étranglé par une singularité ponctuelle, mais abrite une singularité en forme d'anneau couché dans son plan équatorial. Du coup, il existe des trajectoires au sein du trou noir qui peuvent éviter le « crash » soit en survolant l'anneau singulier et en ressortant de l’horizon des événements, soit en passant carrément au milieu en évitant le bord, pour déboucher sur un univers infini, mais interne au trou noir.

L'idée que le fond des trous noirs en rotation n'est pas bouché, mais ouvre des passages vers d’autres régions de l'Univers a engendré la notion fascinante de « trous de ver ». Ces distorsions extrêmes de l'espace-temps pourraient connecter des régions très lointaines de notre Univers, voire, selon d'autres théories, d'autres univers. Les sorties des trous de ver seraient des « fontaines blanches » d'où jaillirait l'énergie engloutie par les trous noirs. Des physiciens ont proposé que le big bang pourrait lui-même être une immense fontaine blanche, reliée à un trou noir colossal d'un autre univers qui aurait déversé une partie de sa matière-énergie dans le nôtre. Notre Univers alimenterait à son tour d'autres « big bang » et d’autres univers avec ses propres trous noirs. De trous noirs en fontaines blanches reliés par des trous de ver, on en viendrait ainsi à considérer des univers en cascade.

Schéma d’un trou de ver dans l’espace-temps

dessin : Schéma d’un trou de ver dans l’espace-temps

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Selon certaines solutions des équations de la relativité générale décrivant les trous noirs en rotation, un objet pourrait théoriquement plonger dans un trou noir, emprunter un trou de ver et ressortir par une fontaine blanche pour déboucher dans une région très éloignée de l'Univers,... 

Crédits : J.-P. Luminet

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Sans aller jusque-là, l’hypothèse des trous de ver traversables fascine les physiciens et, davantage encore, les écrivains de science-fiction, dans la mesure où, du moins selon certains calculs, les trous de ver feraient office de « raccourcis », permettant de voyager d’un bout à l’autre de l’Univers en s’affranchissant des distances normalement impossibles à parcourir en raison de la limitation de vitesse imposée par la lumière. Ce qui permettrait à une civilisation suffisamment avancée pour maîtriser le passage à travers de telles « portes » de voyager vers les autres étoiles, voire les autres galaxies…

Notons cependant qu’en raison des importantes forces de marée gravitationnelles engendrées par un trou noir, seuls les trous noirs géants présents au centre des galaxies, et leurs éventuels trous de ver associés, ne présenteraient pas de danger pour l’intégrité d’un vaisseau spatial. Leur densité moyenne est en effet plus faible que celle de l’air et les forces de marée correspondantes sont négligeables.

Si ces modèles existent mathématiquement, il y a hélas peu d’espoir qu’ils correspondent à une quelconque réalité physique. D’une part, aucune fontaine blanche n’a jamais donné signe d’une possible présence dans notre Univers – contrairement aux trous noirs. D’autre part, même si un trou de ver pouvait se former dans la nature, il serait extrêmement instable et se boucherait à la moindre perturbation, ne serait-ce qu’une particule élémentaire le pénétrant, a fortiori un vaisseau spatial.

Comme les théoriciens ne sont jamais à court d’idées, ils ont imaginé que l’on pourrait artificiellement stabiliser un trou de ver en y injectant une forme d’énergie répulsive, afin de le traverser sans encombre...

Signatures électromagnétiques des trous noirs

Selon les lois de la relativité générale, un trou noir est par définition invisible, puisqu’il ne laisse échapper ni matière ni lumière (entendu par là l’ensemble des longueurs d’onde du rayonnement électromagnétique, et pas seulement la lumière visible). Mais un trou noir, qu’il soit en rotation ou pas, de petite taille et de masse stellaire ou géant et supermassif, est rarement « nu » : dans un environnement astrophysique réaliste, il est généralement entouré de matière gazeuse. Celle-ci, entraînée en un mouvement de spirale tourbillonnante, peut former un disque d'accrétion au sein duquel le gaz fortement chauffé émet un spectre de rayonnement caractéristique.

Par ailleurs, un trou noir géant, comme on en trouve au centre de la plupart des galaxies, peut également être entouré d’étoiles en orbite dont il influence le mouvement, voire en briser certaines par les forces de marée gravitationnelles qu’il engendre. En somme, le trou noir lui-même reste invisible, mais il influence d’une manière caractéristique la matière qu’il attire, suscitant dans son environnement immédiat une importante libération d'énergie, laquelle constitue une signature indirecte de sa présence.

C'est sur la base de ce raisonnement général qu’au début des années 1960 les trous noirs ont commencé à devenir crédibles aux yeux des astronomes. L'observation des radiogalaxies et des quasars (quasi stellar radio sources, astres d’aspect stellaire dont on sait depuis qu’il s’agit de galaxies lointaines à noyau actif extrêmement brillant) a en effet permis d’émettre l'idée selon laquelle un trou noir supermassif, situé en leur centre, était le seul « moteur » capable d’expliquer les énormes quantités d’énergie libérées, de plusieurs ordres de grandeur supérieures à celles des galaxies ordinaires comme notre Voie lactée.

À la même époque, des astrophysiciens théoriciens ont calculé que le mouvement d’un gaz dans le champ gravitationnel d'un trou noir stellaire pouvait produire des rayons X au sein d’un disque d’accrétion. Un objet quelconque qui tombe en chute libre à la surface de la Terre dégage de la chaleur ; s'il tombe à la surface d'une naine blanche ou d'une étoile à neutrons, dont les champs gravitationnels sont beaucoup plus intenses, il délivre beaucoup plus d'énergie, sous forme de rayonnement visible ou même de rayons X ; si, enfin, l'objet tombe dans un trou noir, le champ gravitationnel de ce dernier est si grand qu'il provoque la libération d'une fraction importante de toute l'énergie que l'objet est capable de céder, c'est-à-dire son énergie de masse au repos, donnée par la célèbre relation d'Einstein E = mc2 (rappelons que l'horizon des événements, frontière du trou noir, est une surface géométrique sans consistance matérielle, contrairement aux croûtes solides des naines blanches et des étoiles à neutrons). C'est la raison pour laquelle un trou noir, qu’il soit stellaire ou géant, est potentiellement le moteur le plus efficace pour convertir la masse-énergie de la matière en rayonnement électromagnétique.

Détection des trous noirs stellaires

Au début des années 1970, le déploiement de détecteurs de rayonnements de hautes énergies embarqués sur des satellites a révélé l’existence de sources X binaires, à savoir des systèmes d'étoiles doubles dont l’une d’elles, optiquement invisible et très compacte, émet un flux important de rayons X. Dans ce cas, l'étoile compacte (étoile à neutrons ou trou noir stellaire) arrache l'atmosphère de sa compagne par « aspiration » gravitationnelle. Le gaz arraché est lentement entraîné par les forces centrifuges en un mouvement de spirale tourbillonnante et forme un disque d'accrétion. C'est dans ce disque plus ou moins épais que la matière gazeuse, tombant peu à peu dans le puits central, transforme une partie de sa masse en lumière, de façon analogue au principe des centrales hydroélectriques, qui convertissent l'énergie potentielle gravitationnelle d'une chute d'eau en énergie électrique.

Vue d’artiste d’une source X binaire

photographie : Vue d’artiste d’une source X binaire

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Dans une source X binaire comme Cygnus X-1, l'une des deux composantes est un trou noir. Le disque d'accrétion formé autour de lui par le gaz arraché à la composante visible (à droite et en bleu) rayonne essentiellement en rayons X, et un jet de plasma chaud (ici vertical) est émis dans le... 

Crédits : M.Weiss/ CXC/ NASA

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Certaines sources X binaires émettent un rayonnement parfaitement périodique, attestant la présence d'étoiles à neutrons dont l'axe magnétique n'est pas aligné avec l'axe de rotation. D'autres, les « sursauteurs X », sont transitoires, agitées de brutales variations de leur luminosité en quelques millièmes de seconde. Ces fluctuations proviennent vraisemblablement des régions internes du disque d'accrétion, qui sont très chaudes et agitées de turbulences. Le disque forme épisodiquement des bulles de gaz chauffées à plusieurs centaines de millions de degrés qui exhalent de copieuses bouffées de rayonnement X.

Pour déceler sans ambiguïté la présence d'un trou noir dans un sursauteur X, il faut parvenir à le « peser », puisque le seul critère indiscutable permettant de trancher entre étoiles à neutrons et trous noirs est leur masse : on l’a vu, une étoile à neutrons ne peut excéder 3 MS. La pesée séparée de chacune des composantes d'un système binaire étant impossible, l'astronome doit recourir à toute une chaîne de déductions. La masse du couple se déduit de la période orbitale ; la masse de la composante visible se déduit approximativement de son type spectral et, moyennant une hypothèse sur l'inclinaison du plan orbital par rapport à la direction d'observation (fondée sur la présence ou l'absence d'éclipses), on en déduit la masse approximative de l'étoile compacte. Par exemple, dans la source X binaire V404 Cygni, quelles que soient les hypothèses faites sur la nature de l'étoile compagne et le mouvement orbital du système, on est certain que la composante compacte dépasse 7 MS, ce qui en fait un très probable trou noir.

Parmi les sources X binaires inventoriées, une trentaine abritent une composante compacte plus massive que 3 MS, donc très vraisemblablement un trou noir stellaire. Le premier à avoir été identifié comme tel est Cygnus X-1, découvert en 1971 par le télescope spatial à rayons X Uhuru. Le plus proche de la Terre, A 0620-00 (12 MS), est quand même situé à 3 000 années-lumière – ce qui illustre bien la relative rareté des trous noirs dans une galaxie donnée (moins d’une étoile sur 10 000).

Jusqu’à la fin de 2015, les plus gros trous noirs stellaires connus ne dépassaient pas 16 MS. En février 2016, l’existence d’un trou noir d’environ 62 MS a été révélée au public, ayant été découverte en septembre 2015 (baptisé GW150914), non pas de manière électromagnétique dans une source X binaire, mais par le biais des ondes gravitationnelles émises lors de sa formation par fusion de deux trous noirs stellaires plus petits (cf. Collisions de trous noirs et ondes gravitationnelles).

Détection des trous noirs intermédiaires

Les trous noirs intermédiaires désignent ceux dont la masse est comprise entre celle des trous noirs stellaires et celle des trous noirs massifs, soit quelques milliers de masses solaires. Certains se situeraient au sein de gros amas globulaires, leur mise en évidence reposant sur l’analyse de la cinématique des étoiles dans le cœur de l’amas. Par exemple, les amas globulaires M15 (amas de Pégase) et NGC 5139 (Oméga du Centaure), situés dans notre Galaxie, semblent abriter en leur centre des trous noirs intermédiaires de 10 000 MS ou plus. D’autres trous noirs intermédiaires n’appartiendraient pas à des amas globulaires, mais se manifesteraient par une copieuse émission de rayons X très supérieure à ce que peuvent produire les sources X binaires usuelles. C’est notamment le cas de HLX-1 (Hyper-Luminous X-Ray Source 1) et de M82 X-1, tous deux situés dans des galaxies extérieures, au sein de grands nuages d’hydrogène moléculaire qu’ils absorberaient progressivement.

En raison du petit nombre de cas concluants, le statut expérimental des trous noirs de masse intermédiaire reste cependant précaire.

Détection des trous noirs géants

En revanche, des trous noirs massifs et supermassifs semblent bien être présents au cœur de la plupart des galaxies. Le cas le plus probant concerne Sgr A* situé au centre de notre Galaxie. Ses effets gravitationnels sont très clairement observés sur le mouvement des étoiles proches, dont les vitesses orbitales sont d'autant plus grandes que leur orbite est resserrée (à l'instar de différentes billes en rotation sur les pentes d'un entonnoir profond) – jusqu'à 7 650 kilomètres par seconde pour les plus proches du trou noir. Le mouvement de ces étoiles, analysé en continu depuis le milieu des années 1980, permet de déduire la masse et la taille de Sgr A* : 4,1 millions de MS pour un diamètre de 25 millions de kilomètres.

Le trou noir massif  Sagittarius A*

photographie : Le trou noir massif  Sagittarius A*

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Les trajectoires d'une poignée d'étoiles gravitant autour du centre galactique Sagittarius A* (Sgr A*) de la Voie lactée ont été reconstituées grâce aux observations continues effectuées dans le domaine infrarouge entre 1995 et 2016 par les télescopes Keck d'Hawaii. Les points sur les... 

Crédits : S. Saka, A. Ghez/ W. M .Keck Observatory/ UCLA Galactic center group

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La galaxie spirale d’Andromède (M31), la plus proche de nous, contiendrait un trou noir central de 70 millions de MS. Des galaxies encore plus lointaines abritent des trous noirs supermassifs de plusieurs milliards de MS. C’est notamment le cas de la galaxie elliptique géante M87, dont le trou noir central atteint 6,4 milliards de MS. La galaxie TON 618 hébergerait un trou noir hypermassif de 66 milliards de MS.

Pour la vaste majorité de ces galaxies aux formes variées (spirales, elliptiques ou lenticulaires), la luminosité provient de l’ensemble des étoiles qui les constituent, et la masse de leur trou noir central est déduite du mouvement du gaz et des étoiles proches de leur centre. Toutefois, pour environ le centième d’entre elles, la luminosité est essentiellement issue d’un noyau central très compact. Ce sont les galaxies dites « à noyau actif ». Notre Univers observable doit en contenir quelques milliards.

Les galaxies à noyau actif sont les sources de rayonnement électromagnétique les plus puissantes de l’Univers. On distingue généralement plusieurs classes en fonction des caractéristiques du rayonnement émis : les radiogalaxies (qui émettent une large gamme d'ondes radio), les blazars (qui émettent sous toutes les longueurs d’onde et varient rapidement au cours du temps), et les quasars (les plus lumineuses de toutes). Le quasar 3C273, découvert en 1963, a par exemple une luminosité mille fois supérieure à celle de notre Voie lactée tout entière, émise pourtant depuis une région centrale aussi petite que notre Système solaire.

De fait, ces différentes classes correspondraient à un même genre de galaxies à noyau actif, mais observées sous des angles différents, les puissants jets de gaz émis pouvant nous parvenir de biais (quasars), de face (blazars) ou de profil (radiogalaxies). Dans tous les cas, les débauches d’énergie libérées résulteraient de l’accrétion de gaz autour d’un trou noir supermassif situé au centre de la galaxie. L'idée de base est donc la même que pour les sources X binaires, mais l'échelle est tout autre : le trou noir central aurait des masses allant de 10 millions à 10 milliards de MS, et pour produire une énergie équivalente à celle qui est observée dans les quasars, il devrait absorber en gaz l'équivalent de plusieurs étoiles par an.

Ces énormes quantités de gaz requises peuvent provenir de la rupture totale d'étoiles. Un trou noir géant doit en effet être capable d'attirer des étoiles orbitant à proximité et de les faire tomber progressivement dans son puits gravitationnel. Si le trou noir fait entre 5 et 100 millions de MS, une étoile qui pénètre à l'intérieur d'un certain rayon critique est soumise à un puissant effet de marée, dû au champ différentiel de gravitation du trou noir géant. L'étoile se disloque littéralement en émettant un rayonnement caractéristique, cette bouffée parvenant à échapper au trou noir car elle est émise avant que l'étoile ait franchi l'horizon des événements.

Dans un premier temps, la force d’attraction du trou noir, qui s'exerce de façon différente sur les bords opposés de l'étoile, l’étire dans deux directions et l’aplatit fortement dans une autre. En quelques heures, l'aplatissement devient tel que la densité et la température internes s’élèvent suffisamment pour déclencher l'allumage de réactions nucléaires, accompagnées d’intenses ondes de choc : l'étoile est devenue une bombe, expédiant des débris gazeux dans toutes les directions. Certains sont éjectés vers l'extérieur, d'autres continuent à spiraler en direction du trou noir. Lorsqu'ils arrivent à proximité de l'horizon, ils s'échauffent tellement qu'ils émettent des bouffées de rayons X et ultraviolets – d’où le nom de « crêpes stellaires flambées » donné à ce type d’événements.

Destruction d’étoile par un trou noir géant

photographie : Destruction d’étoile par un trou noir géant

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La destruction d'une étoile par les forces de marée provoquées par un trou noir géant (en haut, vue d'artiste d'après une simulation numérique) a d'abord été prédite théoriquement au début des années 1980 avant d'être confirmée plus de vingt ans plus tard par des observations comme... 

Crédits : M. Weiss, S. Komossa/ CXC/ NASA

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Les modèles de rupture d’étoiles par les forces de marée de trous noirs géants ont d'abord été calculés sur ordinateur, dans les années 1980, puis quelque peu délaissés, faute d'observations susceptibles de les corroborer. Mais, grâce aux progrès des instruments d'observation, on détecte désormais, tout près du centre de certaines galaxies lointaines, des flashs de rayonnement qui ressemblent à la signature attendue des crêpes stellaires. Par exemple, en 2004, une puissante flambée observée près d'un trou noir de 100 millions de MS affichait le profil calculé d'une destruction stellaire de masse équivalente au Soleil.

Pour les trous noirs de plus de 100 millions de MS, la dislocation d'étoiles par effet de marée a lieu à l'intérieur de l'horizon des événements et ne donne donc lieu à aucun phénomène observable. Pour expliquer le fonctionnement des très brillants quasars, il faut donc invoquer d’autres mécanismes capables de produire les quantités de gaz nécessaires pour alimenter le trou noir central. Par exemple, des collisions stellaires à grande vitesse détruisent les étoiles et libèrent leur gaz à l'extérieur de l'horizon des événements ; le gaz est ensuite avalé par le trou noir en libérant une énergie compatible avec les observations.

Détection des trous noirs primordiaux

On l’a vu, la théorie prédit l’existence de trous noirs dits « primordiaux » car ils auraient été engendrés lors du big bang, bien avant l’apparition des premières étoiles et des premières galaxies. De fait, ce type de trous noirs peut se former sur une plage temporelle de quelques secondes, leur masse étant directement proportionnelle à leur date de création. Un trou noir primordial créé au temps de Planck (10-43 s après le big bang) aurait la masse minimale de 10-5 g, alors qu'un trou noir formé une seconde après ferait 100 000 MS.

Mais les trous noirs primordiaux existent-ils vraiment ? Diverses contraintes observationnelles limitent sérieusement leur nombre sans exclure complètement leur existence. Les plus massifs d’entre eux devraient accréter de la matière et rayonner dans les domaines X et radio. Il est possible que certaines sources de type HLX, mentionnées précédemment à propos des trous noirs intermédiaires, soient liées à des trous noirs primordiaux, mais ces sources sont extrêmement rares. Les trous noirs primordiaux dont la masse dépasserait environ 1 000 MS induiraient des dislocations de systèmes d’étoiles doubles, d'amas globulaires ou de bulbes galactiques (parties centrales des galaxies spirales), phénomènes non encore observés. Les trous noirs primordiaux de masses comprises entre 1017 g (100 milliards de tonnes, soit la masse d’un gros astéroïde) et 1035 g (environ 100 MS) produiraient quant à eux des effets de microlentille gravitationnelle (phénomène induit par la présence d’un objet céleste de masse stellaire situé entre l’observateur et une source lumineuse lointaine, provoquant sur cette dernière des distorsions d’image). L’absence d’effet probant apporte là encore de fortes contraintes sur leur nombre.

En bas de l'échelle des masses (cas des microtrous noirs), c'est l'effet du rayonnement de Hawking qui offre une contrainte expérimentale encore plus forte. La durée de vie d'un trou noir avant son évaporation complète dépend de sa masse : plus le trou noir est petit, plus il s'évapore vite. Les trous noirs primordiaux de masse inférieure à 4 × 1014 g se sont évaporés en un temps plus court que l’âge de l’Univers et ne peuvent donc plus subsister aujourd’hui. Resteraient donc les trous noirs primordiaux de masse comprise entre 4 × 1014 g et 1017 g, qui seraient en train de s'évaporer aujourd'hui dans notre Galaxie. Rappelons que la taille de ces trous noirs hypothétiques serait microscopique, inférieure à celle d’un atome.

Mais plus ils sont petits, plus leur rayonnement de Hawking est énergétique, les derniers stades de leur évaporation pouvant produire toutes sortes de particules et d'antiparticules, notamment des électrons et des positrons. On sait calculer le spectre en énergie des particules et des photons issus de l'évaporation de Hawking. Pour des trous noirs de masse inférieure à 1017 g, la fin de l'évaporation doit se solder par un rayonnement très énergétique de type gamma, ainsi que par des électrons et positrons de quelques dizaines de mégaélectronvolts (MeV, unité d’énergie équivalente à une température de 11 milliards de degrés). Les observations des photons ultra-énergétiques formant ce qu'on appelle le fond gamma extragalactique sont sujettes à de grandes incertitudes, mais en tout état de cause elles réduisent la densité de microtrous noirs primordiaux à un niveau extrêmement bas : moins de 100 par année-lumière cube. La probabilité que l’un d’entre eux fasse irruption dans notre système solaire est donc infinitésimale. Quant au fond d’électrons et de positrons éventuellement produit, des mesures effectuées en 2018 par un petit détecteur de particules équipant la sonde Voyager-1 (lancée en 1977) montrent là encore que, si les microtrous noirs peuvent certes exister dans notre Galaxie, leur quantité est extrêmement faible et ne peut représenter, au mieux, que le millième de la matière noire que l’on suppose généralement pour expliquer les mouvements observés des étoiles et du gaz dans notre Galaxie.

Collisions de trous noirs et ondes gravitationnelles

L'hypothèse d’une collision entre deux trous noirs peut à première vue paraître surprenante quand on sait que les trous noirs sont excessivement rares. Cependant, au moins la moitié des étoiles appartiennent à des systèmes doubles. Les couples d’étoiles initialement très massives peuvent donc parfaitement, au terme de leur évolution, former des couples de trous noirs stellaires. Selon la théorie de la relativité générale, un couple de trous noirs en orbite l'un autour de l'autre perd de l'énergie en produisant des ondes gravitationnelles et finit par fusionner. Par ailleurs, les galaxies, quand elles sont suffisamment serrées dans leurs amas, ont souvent tendance à se rencontrer. Leurs trous noirs centraux pourraient faire de même en se mettant en orbite l’un autour de l’autre, puis en fusionnant, avec production d’une copieuse émission d’ondes gravitationnelles.

Prédiction clé d'Albert Einstein dans sa théorie de la relativité générale, les ondes gravitationnelles sont de légères perturbations subies par la trame de l'espace-temps sous l'effet du déplacement à très grande vitesse d'objets de grande masse. Elles se propagent à la vitesse de la lumière et voyagent pendant des milliards d'années sans que rien ne les altère. Une preuve indirecte de leur existence avait été produite par la découverte en 1974 d'un couple d’étoiles à neutrons tournant l'une autour de l'autre à très grande vitesse, par Russell Hulse (né en 1950) et Joseph H. Taylor (né en 1941).

En raison de leur très faible amplitude (dans les détecteurs actuels, il s’agit de mesurer une variation de longueur de l’ordre de 10-18 mètre, soit mille fois inférieure à la taille d’un proton), la détection directe des ondes gravitationnelles requiert une technologie si avancée qu’il a fallu attendre 2015 pour que les détecteurs interférométriques américains LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory), puis en 2017 le détecteur européen Virgo, atteignent la sensibilité requise.

La fusion de deux trous noirs donne un trou noir unique, dont la masse est inférieure à la somme des masses des deux parents, la différence d’énergie étant évacuée précisément par les ondes gravitationnelles. Ces ondes ont été détectées pour la première fois le 14 septembre 2015 par les deux interféromètres du réseau LIGO lors de l’événement baptisé GW150914. Les ondes gravitationnelles ont été majoritairement produites à la dernière fraction de seconde avant la fusion de deux trous noirs. L'analyse des données et la comparaison avec les modèles théoriques ont permis de déterminer que ces deux trous noirs stellaires avaient fusionné il y a 1,3 milliard d'années. Ils étaient vingt-neuf et trente-six fois plus massifs que le Soleil et en rotation rapide, pour un diamètre de seulement 150 kilomètres. Ils ont formé un trou noir unique de 62 MS, la différence de 3 MS étant évacuée par les ondes gravitationnelles – une énergie colossale, de l’ordre de cinquante fois l’énergie lumineuse de toutes les galaxies de l’Univers observable.

Fusion de trous noirs et ondes gravitationnelles

graphique : Fusion de trous noirs et ondes gravitationnelles

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Selon les simulations numériques, la coalescence de deux trous noirs stellaires engendre des ondes gravitationnelles (courbe rouge) caractéristiques des différentes phases du mouvement. D'abord, au fur et à mesure que les trous noirs s'approchent l'un de l'autre en spirale, les ondes... 

Crédits : J.-P. Luminet

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Fusion de trous noirs

photographie : Fusion de trous noirs

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Cette vue d'artiste représente le couple de trous noirs qui a donné lieu à l'événement GW150914 (GW pour gravitational wave, « onde gravitationnelle », les chiffres indiquant la date du 14 septembre 2015) au cours duquel ils ont fusionné. Les ondes gravitationnelles engendrées par cet... 

Crédits : Animation created by SXS, the Simulating eXtreme Spacetimes (SXS) project/ www.black-holes.org

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On peut considérer qu’il s’agissait là d’une preuve directe de l’existence des trous noirs de type stellaire, dont on n’avait pu jusqu’à présent qu’observer des manifestations électromagnétiques indirectes.

Depuis cette première détection d’ondes gravitationnelles, LIGO et Virgo (à partir de 2017) ont mis en évidence d’autres fusions de trous noirs binaires, et observé pour la première fois une collision d’étoiles à neutrons.

L'étape suivante sera la mission américano-européenne LISA (Laser Interferometer Space Antenna) programmée pour 2034. Elle se compose de trois satellites disposés aux sommets d’un triangle équilatéral de 5 millions de kilomètres de côté, en orbite autour du Soleil et suivant la Terre à une distance de cinquante millions de kilomètres. Les faisceaux lasers qui relieront les satellites permettront de mesurer une variation de longueur d’un milliardième de millimètre à chaque passage d'une onde gravitationnelle. Fonctionnant dans une bande de fréquences complémentaire de celle des instruments au sol, LISA donnera accès à d’autres classes d’événements astrophysiques, comme les captures d’objets compacts (naines blanches, étoiles à neutrons) par les trous noirs massifs des galaxies proches, ainsi que la coalescence de trous noirs géants au sein de lointaines galaxies en collision.

Visualisation numérique des trous noirs

Toutes les méthodes de détection des trous noirs décrites plus haut ne fournissent pas d’images de l’environnement immédiat d’un trou noir, faute de télescopes à résolution angulaire suffisante. En attendant de disposer de tels instruments, les chercheurs se sont demandé à quoi pourrait ressembler un trou noir « vu de près ».

Nombre de représentations didactiques ou artistiques de trous noirs sont exposées dans des revues et sites Web de vulgarisation, sous forme de sphères noires semblant flotter au sein d’un tourbillon circulaire de gaz brillant. Aussi frappantes soient-elles, ces images échouent à rendre compte de la réalité astrophysique. Or, celle-ci peut être décrite correctement à l’aide de simulations numériques tenant compte des distorsions complexes que le fort champ gravitationnel impose à l’espace-temps et aux trajectoires des rayons lumineux qui en épousent la trame. Elles ont été mises en œuvre dès 1978.

Première simulation numérique d’un trou noir

photographie : Première simulation numérique d’un trou noir

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Datant de 1978, cette simulation numérique montre l'image extrêmement déformée d'un disque de gaz chaud entourant un trou noir (au centre). La forte courbure des rayons lumineux permet de voir entièrement le dessus du disque (qui devrait ressembler, par exemple, aux anneaux de Saturne), et... 

Crédits : J.-P. Luminet

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Pour créer les images les plus réalistes possible d’un trou noir entouré d’un disque d’accrétion, il faut non seulement calculer la propagation des rayons lumineux dans l’espace-temps courbe, mais aussi connaître les propriétés physiques du disque d’accrétion. Le résultat montre que le dessus du disque reste entièrement visible quel que soit l’angle de vue (par contraste, par exemple, avec les vues usuelles des anneaux de Saturne) : le champ gravitationnel incurve si fortement les trajets des rayons lumineux au voisinage du trou noir que la partie arrière du disque est « relevée ». Même si le trou noir cache à jamais ce qui est tombé dedans, il ne peut rien masquer de ce qui se trouve derrière. L’enroulement des rayons lumineux engendre aussi une image secondaire permettant de voir l’autre face du disque d’accrétion. Optiquement très déformée, celle-ci prend la forme d’un mince halo de lumière collé contre le disque noir central, lequel représente l’horizon des événements systématiquement agrandi d’un facteur 2,6 par effet de lentille gravitationnelle.

La caractéristique principale de la « photographie » du trou noir est la forte différence de luminosité entre les régions du disque. D’une part, la luminosité propre du disque est maximale dans les zones les plus proches de l’horizon, car c’est là que le gaz est le plus chaud. D’autre part, la luminosité reçue par un observateur lointain diffère nettement de la luminosité propre, due à la combinaison des effets Einstein et Doppler provoqués, le premier par le champ de gravité, le second par la rotation rapide du disque d’accrétion, qui fait que pour un observateur lointain le flux lumineux reçu est fortement amplifié du côté de l’image où le gaz se rapproche de l’observateur, et affaibli du côté opposé où il s’éloigne.

La photographie virtuelle d’un trou noir ainsi calculée est indépendante de la masse de celui-ci et du débit de gaz avalé tant qu‘il reste faible (dans d’autres situations, la structure d’accrétion peut être épaisse, prendre la forme d’un tore, etc.). Elle peut donc aussi bien décrire un trou noir stellaire de 10 kilomètres de rayon attirant modérément le gaz d’une étoile compagne qu’un trou noir géant aspirant le gaz interstellaire.

Le travail d’imagerie numérique des trous noirs a été développé par de nombreux chercheurs, qui ont bénéficié de l’amélioration rapide des performances informatiques. Des couleurs ont été ajoutées aux images (selon un codage particulier dicté par les variations de température) et des fonds de ciel, de façon à rendre les reconstitutions les plus réalistes possible. En outre, l’observateur n’est plus supposé stationnaire et à grande distance du trou noir, mais en mouvement par rapport à lui, ce qui introduit une nouvelle distorsion des images par effet Doppler dû au mouvement de l’observateur lui-même.

Une autre façon de visualiser un trou noir – qu’il soit entouré ou pas d’un disque d’accrétion – est de calculer le mirage gravitationnel qu’il induit sur un arrière-plan étoilé. Selon la relativité générale, la déviation des rayons lumineux passant au voisinage du trou noir est en effet si forte qu’elle crée des illusions d'optique extrêmes. Celles-ci restent inaccessibles aux instruments, à nouveau faute de résolution angulaire suffisante, mais des visualisations numériques combinant précision scientifique et réalisme astrophysique ont été réalisées dès 2006.

Mirage gravitationnel produit par un trou noir

photographie : Mirage gravitationnel produit par un trou noir

photographie

Au voisinage d'un trou noir, la déviation des rayons lumineux est très forte. C'est pourquoi il peut s'y créer des illusions d'optique extrêmes. Cette simulation numérique montre une vue de la Voie lactée (en haut, ligne marron incurvée) et des distorsions qui seraient causées par un trou... 

Crédits : Alain Riazuelo, IAP/ UPMC/ CNRS

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De telles simulations par ordinateur, outre leur aspect pédagogique, esthétique et ludique (certaines ayant été utilisées dans des films de science-fiction), ont pour but de préparer le terrain aux projets de très grands télescopes, capables de capter directement l’environnement immédiat d’un trou noir.

Imagerie directe d’un trou noir supermassif

Une première étape vers l’obtention d’une image d’un trou noir et de son environnement correspond à la mise en service de l'interféromètre optique Gravity, opérationnel depuis 2018 au Very Large Telescope (VLT) de l'Observatoire européen austral au Chili. Il a pu suivre les orbites d'étoiles gravitant autour du trou noir galactique Sgr A* à seulement quelques centaines de fois le rayon de ce dernier et mesurer les effets spécifiques (accélération orbitale, décalage spectral gravitationnel vers le rouge) prévus par la théorie de la relativité générale.

Si les astronomes disposaient d’un télescope encore plus puissant, ils pourraient observer directement l’ombre dessinée par l’horizon des événements d’un trou noir et la tache chaude du disque d’accrétion qui l’enrobe. Plusieurs défis techniques s'opposent toutefois au développement d'un tel instrument. Le principal est la taille minuscule de pareils astres vus depuis la Terre. Le plus proche trou noir stellaire connu, situé dans la source X binaire A 0620-00 à environ 3 000 années-lumière de la Terre, a un diamètre d’à peine 80 kilomètres. Il faut donc viser des trous noirs supermassifs proches, sachant que leur taille est proportionnelle à leur masse. Les astronomes s’intéressent plus particulièrement à Sgr A*, situé à 26 000 années-lumière au centre de notre Voie lactée, avec une masse estimée à 4,1 millions de MS, et au trou noir supergéant M87*, de 6,4 milliards de MS, au centre de la galaxie elliptique géante M87, distante de 55 millions d’années-lumière.

En termes de taille intrinsèque, les horizons des événements de Sgr A* et M87* ont, pour diamètre respectif, 25 millions de kilomètres et 36 milliards de kilomètres. Tous calculs faits, il ressort que les ombres projetées par Sgr A* et M87* sur les halos gazeux de leur disque d’accrétion ont un diamètre angulaire apparent d’environ 50 millionièmes de secondes d'arc (étant entendu que la sphère céleste est divisée en 360 degrés d’arc, les degrés en 60 minutes et les minutes en 60 secondes). C'est l’angle infinitésimal sous lequel nous verrions à l'œil nu une pomme posée sur la Lune, nécessitant un pouvoir de résolution deux mille fois supérieur à celui du télescope spatial Hubble.

La résolution d’un télescope dépend de son ouverture (le diamètre de son objectif) et de la longueur d’onde à laquelle il observe. Doubler l’ouverture permet de résoudre des détails deux fois plus précis. Il faudrait ainsi un télescope optique de 2 kilomètres de diamètre pour résoudre les images de Sgr A* et M87*, ce qui n’est pas envisageable même à long terme. De toute façon, les abords de trous noirs restent cachés à notre vue dans la plupart des bandes de fréquences du rayonnement électromagnétique. En effet, les centres des galaxies où ils se trouvent sont enfouis sous de denses nuages de poussière qui bloquent la plus grande part des rayonnements. Pour percer ce véritable brouillard, il faut augmenter la longueur d’onde et passer à la radioastronomie dans les longueurs d’onde millimétriques, domaine où les centres galactiques deviennent quasiment transparents.

Quand on double la longueur d’onde, on divise par deux la résolution, de sorte qu’il faut encore augmenter la taille des télescopes. Pour observer le trou noir central de notre Galaxie dans le domaine millimétrique, il faudrait disposer d’un radiotélescope d’environ 5 000 kilomètres de diamètre. Or, à ces longueurs d’onde, les astronomes peuvent utiliser l’interférométrie à très large base (VLBI pour Very Long Baseline Interferometry), technique qui intègre plusieurs observatoires pour former un télescope virtuel dont l’ouverture est aussi grande que la distance qui les sépare. Un réseau VLBI de taille terrestre devient donc juste assez sensible pour résoudre une image aussi petite de 50 microsecondes d’arc. C’est ainsi qu’a été conçu, dans les années 2000, le projet EHT (Event Horizon Telescope), consistant à mettre en réseau des radiotélescopes millimétriques répartis sur la planète (de l’Antarctique aux îles Hawaii, en passant par le Chili et l’Europe occidentale), dans l’espoir de capturer les premières images « réelles » de trous noirs géants. L’ensemble crée un observatoire virtuel de 5 000 kilomètres d’ouverture qui, fonctionnant à la longueur d’onde 1,3 millimètre, atteint la résolution angulaire requise pour imager les ombres de Sgr A* et M87*.

Les équipes de l’EHT n’avaient qu’une fenêtre d’environ deux semaines chaque année pour faire une tentative d’observations groupées. Elles ont dû patienter jusqu’en avril 2017 pour disposer enfin de quatre nuits claires et complètes, deux consacrées à Sgr A* et deux à M87*.

Il n’était pas question de voir apparaître en direct une image sur un écran. La construction d’image à haute résolution par VLBI nécessite en effet la combinaison des signaux captés par les différentes antennes du réseau. Pour cela, il faut mesurer très précisément, à l'aide d'horloges atomiques, les temps d'arrivée des signaux au dixième de milliardième de seconde près, les comparer en temps réel et les trianguler avec leur point d’origine pour reconstituer une image globale. Avec huit observatoires disséminés tout autour du globe, y compris en des lieux aux liaisons Internet à faible débit, les chercheurs de l’EHT ont dû enregistrer les données séparément et les stocker sur des milliers de disques durs afin de les combiner ultérieurement. La masse de données récoltées a dépassé tout ce qui avait jamais été fait, tous domaines scientifiques confondus : une seule nuit d’observation a permis de collecter autant de données qu’une année entière d’expériences au LHC (qui avait permis en 2012 la découverte du boson de Higgs-Englert après analyse de 4 millions de milliards de collisions proton-proton). Au final, des grappes de supercalculateurs ont traité pendant près de deux ans cette montagne de données afin de reconstruire l’aspect d’un trou noir et du halo lumineux qui l’entoure.

La première image a été dévoilée le 10 avril 2019. Elle montre l’anneau de lumière entourant le trou noir supermassif situé au centre de la galaxie M87 (les observations de Sgr A* n’ont pu aboutir à la reconstruction d’une image, de nouvelles campagnes d’observation de l’EHT étant nécessaires). Le résultat expérimental est tout à fait conforme aux simulations numériques. Il montre une fois de plus combien les lois de la relativité générale décrivent correctement les phénomènes gravitationnels dans les situations extrêmes régnant dans le voisinage immédiat des trous noirs. C’est surtout une date clé dans l’histoire des trous noirs : si, en 2015, les ondes gravitationnelles produites lors de la fusion d’un couple de trous noirs stellaires avaient fourni le support expérimental le plus solide à l’existence même des trous noirs, les données de l’EHT en ont apporté la preuve définitive.

Première image télescopique d’un trou noir supermassif

photographie : Première image télescopique d’un trou noir supermassif

photographie

Révélé en avril 2019, ce cliché, obtenu par l'Event Horizon Telescope (réseau de radiotélescopes terrestres), représente l'image du trou noir existant au centre de la galaxie M87. Cette toute première image d'un trou noir, preuve définitive de l'existence de ces objets étranges, confirme... 

Crédits : Event Horizon Telescope Collaboration/ ESO

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Trous noirs et futur de l’Univers

Les trous noirs géants sont appelés à grossir perpétuellement en absorbant de la matière. Il en résulte que, si on envisage des perspectives temporelles très éloignées, le rôle des trous noirs deviendra de plus en plus important au cours de l'évolution de l'Univers. Les trous noirs géants se trouvant au centre des galaxies finiront, dans des milliards et des milliards d'années, par engloutir la plus grande partie de la matière des galaxies, après quoi certains pourront même fusionner pour former des mégatrous noirs. Cependant, il est pour le moment exclu d'imaginer que l'Univers tout entier se transforme en un seul trou noir géant, parce qu’il est en expansion : comme l'espace se dilate, il a tendance à éloigner les trous noirs les uns des autres. Il se joue ainsi une sorte de course de vitesse entre la matière gravitante qui, localement, a tendance à se rassembler en grumeaux et finalement à former des trous noirs, et l'espace en expansion qui, de son côté, disperse la matière, mais on pense que la course sera gagnée par l'expansion – d’autant que les mesures effectuées depuis la fin des années 1990 montrent que la vitesse d’expansion s’accélère au lieu de ralentir, comme on le croyait jusqu’alors. Seuls des trous noirs voisins pourront donc se rapprocher et fusionner. Les autres seront irrémédiablement emportés sur les ailes en expansion de l'Univers vieillissant.

Dans une perspective encore plus lointaine, dont il est difficile de mesurer la pertinence physique, même les trous noirs géants cesseront de croître faute de matière à absorber, et ils commenceront à s’évaporer par rayonnement Hawking, laissant l’Univers dans un état de bain de photons de plus en plus froid, tendant vers le zéro absolu.

—  Jean-Pierre LUMINET

Bibliographie

S. Gubser & F. Pretorius, Le Petit Livre des trous noirs, Dunod, Paris, 2018

S. Hawking, Black Holes and Baby Universes and Others Essays, Bantam, Londres, 1993 (trad. de l'anglais par R. Lambert, Trous noirs et bébés Univers, Odile Jacob, 1993, rééd. 2000)

J.-P. Luminet, Les Trous noirs, coll. Points Sciences, Seuil, Paris, 1992 ; Le Destin de l'Univers : trous noirs et énergie sombre, Fayard, Paris, 2006

A. Riazuelo, Les Trous noirs. À la poursuite de l’invisible, Vuibert, Paris, 2016

M. Smerlak, Les Trous noirs, coll. Que sais-je ?, Presses universitaires de France, Paris, 2016

K. S. Thorne, Black Holes and Times Warps : Einstein's Outrageous Legacy, W. W. Norton, New York, 1994 (trad. de l'anglais par A. Bouquet et J. Kaplan, Trous noirs et distorsions du temps : l'héritage sulfureux d'Einstein, Flammarion, Paris, 1996, rééd. 2009).

Sites Internet

Black Hole Encyclopedia : http://blackholes.stardate.org/

Voyage au cœur d’un trou noir : https://www.youtube.com/watch?v=GWRzVyX53ZU

Event Horizon Telescope : https://eventhorizontelescope.org/

Luminesciences : https://blogs.futura-sciences.com/luminet/

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Pour citer l’article

Jean-Pierre LUMINET, « TROUS NOIRS », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 23 octobre 2020. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/trous-noirs/