Trou noir

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Ne doit pas être confondu avec trou blanc ou trou de ver.

En astrophysique, un trou noir [1] est un objet céleste si compact que l'intensité de son champ gravitationnel empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s’en échapper [2]. De tels objets ne peuvent ni émettre, ni diffuser la lumière et sont donc noirs, ce qui en astronomie revient à dire qu'ils sont invisibles. Toutefois, plusieurs techniques d’observation indirecte dans différentes longueurs d'ondes ont été mises au point et permettent d’étudier les phénomènes qu’ils induisent. En particulier, la matière happée par un trou noir est chauffée à des températures considérables avant d’être « engloutie » et émet une quantité importante de rayons X. Envisagée dès le e siècle, dans le cadre de la mécanique classique, leur existence — prédite par la relativité générale — est une certitude pour la quasi-totalité des astrophysiciens et des physiciens théoriciens. La gravitation étant le seul effet pouvant sortir d'un trou noir, une observation quasi-directe de trous noirs a pu être détaillée en février 2016 par le biais de la première observation directe des ondes gravitationnelles.

Dans le cadre de la relativité générale, un trou noir est défini comme une singularité gravitationnelle occultée par un horizon absolu appelé horizon des évènements. Selon la physique quantique, un trou noir est susceptible de s'évaporer par l'émission d'un rayonnement de corps noir appelé rayonnement de Hawking.

Un trou noir ne doit pas être confondu avec un trou blanc ni avec un trou de ver.

Image simulée d’un trou noir stellaire qu'un observateur situé à une dizaine de kilomètres (9 fois le rayon du trou noir) verrait et dont l’image se dessine en direction du Grand Nuage de Magellan. L’image de celui-ci apparaît dédoublée en deux arcs de cercle ( effet de lentille gravitationnelle fort).

La Voie lactée qui apparaît en haut de l’image est également fortement distordue, au point que certaines constellations sont méconnaissables. La Croix du Sud, par exemple, près de l’étoile orange lumineuse, Gacrux, en haut à gauche, dont la forme de croix a disparu.

Une étoile relativement peu lumineuse (HD 49359, magnitude apparente de 7,5) est située presque exactement derrière le trou noir. Elle apparaît ainsi sous la forme d’une image double, de luminosité apparente extraordinairement amplifiée, d’un facteur d’environ 4 500, atteignant une magnitude apparente de -1,7. Les images double de l'étoile et du Grand Nuage apparaissent sur un cercle, l' anneau d'Einstein, entourant le trou noir.

Présentation et terminologie

Un trou noir possède une masse donnée, concentrée en un point que l’on appelle singularité gravitationnelle. Cette masse permet de définir une sphère appelée horizon du trou noir, centrée sur la singularité et dont le rayon est une limite maximale en deçà de laquelle le trou noir empêche tout rayonnement et a fortiori toute matière de s’échapper. Cette sphère représente en quelque sorte l’extension spatiale du trou noir. C’est ainsi que le terme « trou » est inapproprié : il serait plus correct de parler de « boule noire » pour conceptualiser concrètement sa forme physique réelle tridimensionnelle dans l’espace. Pour un trou noir de masse égale à celle du Soleil, son rayon vaut environ 3 kilomètres [Note 1]. 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 est par définition impossible d’observer directement un trou noir. Il est cependant possible de déduire sa présence de 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. Les observations permettent ainsi de déceler l’existence d’objets massifs et de très petite taille. Les seuls objets correspondant à ces observations et entrant dans le cadre de la relativité générale sont les trous noirs.

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