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TROUS NOIRS

Détection des trous noirs stellaires

Vue d’artiste d’une source X binaire - crédits : M.Weiss/ CXC/ NASA

Vue d’artiste d’une source X binaire

M.Weiss/ CXC/ NASA

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.

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 candidat trou noir idéal.

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, surnommé « La Licorne » – du nom de la constellation dans laquelle il se trouve – et associé à l’étoile variable V723 Monocerotis, est quand même situé à 1 500 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 (baptisé GW150914) d’environ 62 MS a été révélée au public, après sa découverte en septembre 2015, 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). Le record est aujourd’hui détenu[...]

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Écrit par

  • : directeur de recherche émérite au CNRS, laboratoire d'astrophysique, Marseille

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Pour citer cet article

Jean-Pierre LUMINET. TROUS NOIRS [en ligne]. In Encyclopædia Universalis. Disponible sur : (consulté le )

Médias

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

Galaxie NGC 1277

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

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

Puits gravitationnel créé par un trou noir

J.-P. Luminet

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

Formation de trous noirs stellaires et sursauts gamma

J.-P. Luminet

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Autres références

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  • CHANDRASEKHAR SUBRAHMANYAN (1910-1995)

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Voir aussi

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