Que se passe-t-il à l’intérieur d’un trou noir ?

Les trous noirs sont certainement les objets les plus mystérieux du cosmos. Bien que l’astrophysique ait progressé au cours de ces dernières années au point de mieux les comprendre, d’importantes zones d’ombre demeurent encore à leur sujet. Notamment, les physiciens se sont penchés sur la question de savoir ce qu’il se passe au sein d’un trou noir.

En 1783, le physicien britannique John Michell publie un article dans le Philosophical Transactions of the Royal Society of London à propos d’étoiles noires. Ces étoiles seraient tellement massives et compactes qu’elles posséderaient un champ gravitationnel si intense, que la lumière ne pourrait s’en échapper. C’est la première mention de ce qui deviendra plus tard un trou noir, grâce aux travaux d’Einstein sur la relativité générale. Depuis, les trous noirs fascinent les scientifiques car ils sont d’excellents laboratoires pour étudier et comprendre le cosmos. Les théoriciens en viennent même à se demander ce qu’il pourrait se passer à l’intérieur.

Les trous noirs et la relativité générale : qu’est-ce qu’un trou noir ?

Grâce aux équations du champ gravitationnel, encore appelée l’équation d’Einstein, le physicien allemand démontre l’intime relation entre l’espace-temps et la masse-énergie. C’est la répartition de la masse-énergie qui détermine la géométrie de l’espace-temps, la déformation de cette dernière étant la manifestation de la gravité.

Malgré la complexité mathématique de la théorie, un autre physicien allemand, Karl Schwarzschild, trouve une solution aux équations d’Einstein décrivant la géométrie de l’espace-temps, déformée par le champ gravitationnel d’une masse à symétrie sphérique dans le vide. Cette solution, appelée « métrique de Schwarzschild », est la première à décrire un trou noir statique non chargé.

Cette solution fait également apparaître une zone périphérique entourant la distribution sphérique de masse. Le physicien français Paul Painlevé et le physicien suédois Allvar Gullstrand montrent en 1921, au moyen de la métrique de Painlevé-Gullstrand, que cette zone immatérielle n’est autre que ce que l’on appelle aujourd’hui l’horizon des événements et qu’elle se forme à chaque fois que de la matière d’un corps est compactée sous son rayon de Schwarzschild. La zone centrale du trou noir prend plus tard le nom de singularité. Les physiciens Stephen Hawking et Roger Penrose démontrent, au moyen du théorème sur les singularités développé à la fin des années 1960, que l’apparition de telles singularités est inexorable au sein des trous noirs.

À la fin des années 1950, l’intérêt pour les trous noirs agite la communauté scientifique et de nouvelles solutions aux équations d’Einstein sont déterminées. En 1960, plusieurs physiciens soviétiques, dont Igor Novikov et Iakov Zeldovitch proposent le théorème de la calvitie : un trou noir ne peut être décrit que par sa masse, sa charge et son moment cinétique. En 1963, le physicien Roy Kerr trouve une solution décrivant un trou noir en rotation non chargé. Ce type de trou noir représente aujourd’hui le modèle le plus fidèle des trous noirs actuels. Le terme « trou noir » n’apparaît d’ailleurs qu’en 1967, sous la plume du physicien John Wheeler. Dès le début du 21ème siècle, les détections indirectes s’accumulent et les modèles prédisent l’existence d’un trou noir supermassif au sein de chaque galaxie.

L’espace-temps autour d’un trou noir : que se passe-t-il à proximité ?

Selon les solutions de type trou noir aux équations de la relativité générale, un trou noir ressemble à une sphère totalement obscure. D’après la théorie d’Einstein, tout corps massif déforme la géométrie de l’espace-temps. Les photons à proximité d’un trou noir suivent les géodésiques, c’est-à-dire les trajectoires au sein de l’espace-temps, déformées par le champ gravitationnel du trou noir. Lorsqu’ils passent la limite de l’horizon des événements, ils se retrouvent piégés à l’intérieur.

En effet, passé cette limite, la vitesse de libération — la vitesse nécessaire à un objet pour s’arracher à l’attraction gravitationnelle d’un corps massif — devient supérieure à la vitesse de la lumière dans le vide. Les photons, ne pouvant excéder cette vitesse, sont piégés et le trou noir est donc complètement invisible.

Cependant, les astrophysiciens observent tout de même indirectement les trous noirs. Ces derniers sont généralement entourés par un « disque d’accrétion », c’est-à-dire un disque de gaz et de poussières tournant autour de l’astre effondré. Les phénomènes d’accélération et de friction à l’intérieur du disque sont à l’origine de puissants rayonnements gamma, X et radio. Les trous noirs les plus massifs sont également le siège de jets relativistes, prenant la forme de jets polaires de particules à très haute énergie. Une telle source de rayonnements signe généralement la présence d’un trou noir.

En 1975, Hawking démontre, grâce à ses travaux sur la thermodynamique des trous noirs, que si ceux-ci ont une entropie, alors ils doivent être à l’origine d’un rayonnement de corps noir. D’après le principe d’indétermination d’Heisenberg sur le temps et l’énergie, le vide quantique est le siège de fluctuations quantiques donnant naissance à des paires de particule-antiparticule virtuelles, qui s’annihilent presque aussi tôt.

Mais lorsqu’une telle paire émerge au sein de l’intense champ gravitationnel d’un trou noir, les effets de marée gravitationnelle sont si puissants qu’ils peuvent séparer la paire avant son annihilation. Une particule « d’énergie négative » est absorbée par le trou noir et, selon l’équivalence E = mc², lui soustrait de la masse. Tandis que l’autre particule est éjectée à l’extérieur du trou noir. Ce mécanisme est nommé « rayonnement de Hawking » et conduit donc à l’évaporation progressive des trous noirs.

En 1918, les physiciens autrichiens Josef Lense et Hans Thirring démontrent que, dans le cadre de la relativité générale, l’espace-temps autour d’un trou noir en rotation est entraîné par ce phénomène de rotation. En effet, pour un corps aussi massif qu’un trou noir, le mouvement de rotation modifie la géométrie du champ gravitationnel. L’espace-temps est alors lui-même entraîné par la rotation. Ce phénomène se produit dans l’ergosphère, c’est-à-dire dans la région entourant un trou noir en rotation. Un observateur qui se tiendrait dans cette région serait inexorablement emporté par le mouvement de rotation, il lui serait impossible de demeurer immobile. Cet effet est appelé « effet Lense-Thirring ».

Le champ gravitationnel autour d’un trou noir est donc extrêmement intense. Si un astronaute s’approchait d’un trou noir et qu’un observateur extérieur le regardait, ce dernier verrait l’astronaute ralentir de plus en plus jusqu’à paraître figé au niveau de l’horizon des événements. Au moyen de la relativité, Einstein a en effet démontré que le temps s’écoule plus lentement dans un fort champ gravitationnel, par rapport au temps d’un observateur extérieur.

En outre, au fur et à mesure de sa progression, les photons composant l’image de l’astronaute voient leur longueur d’onde s’étirer et se décaler de plus en plus vers le rouge (redshift gravitationnel) jusqu’à ce qu’ils sortent du domaine du visible. Au bout d’un moment, l’astronaute n’est plus visible pour un observateur extérieur.

Et donc, que se passe-t-il une fois à l’intérieur du trou noir ? La suite à la page suivante…