Définition | Trou noir

Un trou noir est un objet compact au champ gravitationnel si intense qu’aucune matière ni aucun rayonnement ne peut s’en échapper. Puisque ces astres n’émettent aucune lumière, ils ne peuvent être directement observés, d’où leur appellation de « trou noir ». L’idée d’un tel objet apparaît dès le 18ème siècle, mais ne sera mathématiquement formalisée qu’à partir du début du 20ème siècle, dans le cadre de la relativité générale d’Albert Einstein.

À la fin du 18ème siècle, en 1783, le révérend et astronome britannique John Mitchell, dans un article présenté à la Royal Society, expose la notion d’un astre si massif que même la lumière ne pourrait s’en libérer. En 1796, le mathématicien et astronome français Pierre-Simon de Laplace présente de nouveau cette hypothèse devant l’Académie des Sciences, mais le scepticisme de la communauté scientifique finit par l’emporter et les trous noirs tombent dans l’oubli.

En 1915, Albert Einstein publie ses travaux sur la relativité générale. L’équation du champ gravitationnel, aussi appelée équation d’Einstein, est le pilier central de cette théorie. Elle décrit la relation entre la géométrie de l’espace-temps et la distribution de matière-énergie ; la gravité y est décrite comme la déformation de la métrique de l’espace-temps.

Pour approfondir :

Quelle est la forme des trous noirs ?

En décembre 1915, l’astrophysicien allemand Karl Schwarzschild détermine une solution de l’équation d’Einstein pour une distribution sphérique de matière, statique et non-chargée dans le vide. Cette solution, appelée métrique de Schwarzschild, donne lieu au trou noir de Schwarzschild.

Il s’agit de la première solution exacte de type trou noir trouvée dans le cadre de la relativité générale. De nombreuses autres seront déterminées par la suite telles que la métrique de Reissner-Nordström, la métrique de Kerr ou encore la métrique de Kerr-Newman.

La différents types de trous noirs

Chaque solution aux équations de la relativité générale correspondant à un type de trou noir différent, il est possible de les classer en quatre types théoriques. Cette classification est réalisée grâce au théorème de la calvitie développé dans les années 1970 par les physiciens Brandon Carter, Stephen Hawking et Werner Israel. Ce théorème affirme qu’un trou noir ne peut être uniquement décrit que par trois paramètres : sa masse (M), sa charge (Q) et son moment cinétique (J). Peu importe la manière dont il s’est formé, un trou noir n’est toujours défini que par ces trois paramètres.

Il est ainsi possible de réaliser la classification théorique suivante en se basant sur le théorème de la calvitie :

• • • trou noir de Schwarzschild, avec M ≠ 0, J = 0 et Q = 0
    • trou noir de Reissner-Nordström, avec M ≠ 0, J = 0 et Q ≠ 0
    • trou noir de Kerr, avec M ≠ 0, J ≠ 0 et Q = 0
    • trou noir de Kerr Newman, avec M ≠ 0, J ≠ 0 et Q ≠ 0

Il est également possible de classer les trous noirs selon leur masse :

• • • trous noirs stellaires, avec des masses comprises entre environ 5 et plusieurs dizaines de masses solaires
    • trous noirs intermédiaires, avec des masses comprises entre 10² et 10⁵ masses solaires
    • trous noirs supermassifs, avec des masses comprises entre 10⁵ et 10⁹ masses solaires
    • trous noirs ultramassifs, avec des masses supérieures à 10⁹ masses solaires
    • trous noirs primordiaux (hypothétiques), peuvent posséder n’importe quelle masse

La formation des trous noirs

Le mécanisme à l’origine de la formation d’un trou noir dépend du type de ce dernier. Les trous noirs stellaires se forment par effondrement gravitationnel d’étoiles massives — généralement des étoiles de Wolf-Rayet (étoiles de plusieurs dizaines de masses solaires). À la fin de leur vie, ces étoiles ont épuisé leur source d’énergie, et les réactions thermonucléaires ne sont plus suffisantes pour contrecarrer l’effet de contraction gravitationnelle.

Si la masse de l’étoile est située en dessous de la limite de Chandrasekhar (environ 1.4 masses solaires), elle s’effondre en naine blanche. Si sa masse est supérieure à la limite de Chandrasekhar mais inférieure à la limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (entre 1.5 et 3 masses solaires), elle s’effondre en étoile à neutrons. Et si la masse de l’étoile dépasse cette dernière limite, elle s’effondre en trou noir stellaire après avoir donné lieu à une supernova de Type II (supernova par effondrement de cœur).

La formation des trous noirs intermédiaires fait encore débat au sein de la communauté scientifique. Les étoiles de Wolf-Rayet ne sont pas suffisamment massives pour former de tels trous noirs. Une hypothèse propose une formation à partir d’étoiles de population III ; étoiles très massives et hypothétiques qui se seraient formées dans les débuts de l’Univers. L’autre hypothèse est une lente accrétion de matière à partir d’un trou noir stellaire.

Le mécanisme de formation des trous noirs supermassifs est également incertain. L’hypothèse initialement avancée propose un trou noir stellaire accrétant de la matière pendant des milliards d’années jusqu’à atteindre la masse d’un trou noir supermassif. Mais la détection de tels trous noirs très tôt dans l’histoire de l’Univers remet en doute cette hypothèse. Une autre hypothèse est celle de la fusion de trous noirs stellaires ou intermédiaires. De manière générale, ces trous noirs sont présents au centre des galaxies.

Les trous noirs ultramassifs ne sont pas le produit d’effondrements gravitationnels car aucune étoile connue ne possède la masse nécessaire à la formation de trous noirs de cette masse. L’hypothèse généralement avancée est la fusion de trous noirs supermassifs ou l’accrétion rapide de matière par les trous noirs supermassifs au sein d’amas galactiques. Cependant, les astrophysiciens ne possèdent encore que peu de données sur ces objets pour confirmer les différentes hypothèses proposées.

Les trous noirs primordiaux sont des trous noirs hypothétiques qui se seraient formés dans les premiers instants après le Big Bang sous l’effet des fluctuations de densité. Les fluctuations quantiques primordiales se seraient transformées, après l’époque de l’inflation, en fluctuation de densité à plus grande échelle et sous l’effet de ces contraintes de densité, certaines zones de l’espace-temps se seraient effondrées sur elle-même pour former ces trous noirs. Ils peuvent donc virtuellement posséder n’importe quelle masse.

La relativité générale autorise la formation d’un autre type de trou noir appelé kugelblitz (boule de lumière). Ce type de trou noir théorique pourrait se former suite à l’accumulation locale d’une très grande quantité de photons, provoquant leur effondrement gravitationnel. En effet, selon la relativité générale, toute source d’énergie déforme l’espace-temps. Si une concentration locale d’énergie est suffisamment dense pour remplir les critères de masse imposées par les équations d’Einstein, alors un trou noir identique à un trou noir stellaire peut théoriquement se former.

Les propriétés des trous noirs

Les travaux de Schwarzschild sont les premiers à faire apparaître les caractéristiques des trous noirs. Schwarzschild montre que pour qu’un trou noir se forme, la distribution sphérique de matière doit être inférieure à son rayon de Schwarzschild. Le rayon de Schwarzschild est le rayon de l’horizon des événements d’un trou noir, c’est-à-dire la zone à partir de laquelle la vitesse de libération (vitesse nécessaire à un objets pour échapper à l’attraction d’un corps) devient supérieure à la vitesse de la lumière dans le vide.

La formation d’un trou noir s’accompagne donc toujours d’un horizon des événements de rayon égal au rayon de Schwarzschild ; c’est la présence de cet horizon qui définit un trou noir. Les solutions aux équations de la relativité générale font également apparaître l’existence d’une singularité gravitationnelle située au centre du trou noir, cachée par l’horizon des événements, et aux abords de laquelle le champ gravitationnel diverge (tend vers l’infini). Cependant, il s’agit d’une singularité purement mathématique, sans signification physique concrète, témoignant de l’incomplétude de la relativité générale et de son incapacité à décrire certains phénomènes extrêmes.

Selon la valeur de ses trois paramètres, un trou noir peut être statique, en rotation, chargé ou non chargé. Puisque tous les corps dans l’Univers sont réputés être en rotation,et qu’un trou noir conserve le moment cinétique de l’étoile qui lui a donné naissance, les trous noirs sont donc également réputés être en rotation. Les trous noirs astrophysiques les plus plausibles sont donc les trous noirs de Kerr, car la charge électrique d’une étoile est négligeable.

Un trou noir de Kerr possède, en plus de son horizon des événements, une zone parcourue d’un mouvement de rotation —  l’ergosphère —  à l’intérieure de laquelle toute particule est irrémédiablement entraînée, au même titre que l’espace-temps lui-même. Cette effet d’entraînement général est appelée effet Lense-Thirring et a été expérimentalement confirmé.

En périphérie des trous noirs se trouve une sphère de photons (photosphère). Il s’agit d’une concentration sphérique de photons orbitant autour du trou noir à une distance où la vitesse de satellisation est égale à la vitesse de la lumière dans le vide. Au delà, se trouve le disque d’accrétion, c’est-à-dire un disque de matière (poussières, gaz) en rotation autour du 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.

Sous l’intensité du champ gravitationnel du trou noir, ces particules peuvent être séparées avant de s’annihiler ; une particule d’énergie négative étant absorbée et une particule d’énergie positive étant émise. Par ce biais, le trou noir perdrait de la masse. Ce mécanisme est nommé « rayonnement de Hawking » et conduit donc à l’évaporation progressive des trous noirs. Il s’agit pour le moment d’un phénomène hypothétique non confirmé par l’observation.

Comment détecter les trous noirs ?

Une fois que les photons ont atteint l »horizon des événements d’un trou noir, ils ne peuvent plus s’en échapper. Ainsi, un trou noir n’émet aucune lumière, il n’est donc pas directement observable. Cependant, les astrophysiciens parviennent tout de même à indirectement les détecter grâce à des phénomènes dont ils sont à l’origine. Les dernières recherches font état de plusieurs dizaines de millions de trous noirs dans la Voie lactée.

La majorité des trous noirs sont détectés par le rayonnement électromagnétique émis depuis leur disque d’accrétion. Au sein du disque d’accrétion, la matière est accélérée à haute vitesse, cela fait apparaître des phénomènes de friction thermique sources d’un puissant rayonnement électromagnétique dans plusieurs fréquences du spectre (rayons X, rayons gamma, rayons UV, etc).

Un trou noir peut également repéré par la détection d’un jet astrophysique. Bien que le mécanisme de formation de ces jets soit encore mal connu, les astrophysiciens avancent l’hypothèse d’une déstabilisation et d’une accélération de la matière du disque d’accrétion par de puissants champs magnétiques. Ces jets sont généralement composés de particules à très haute énergie, et peuvent atteindre une vitesse très proche de celle de la lumière (jets relativistes). Les événements de rupture par effet de marée (TDE) — dislocation d’une étoile par le trou noir — peuvent également être à l’origine de ces jets.

La détection des trous noirs passe aussi par l’observation d’effets gravitationnels sur leur entourage. Notamment des modifications d’orbites de certaines étoiles, des décalages vers le rouge gravitationnels (redshift gravitationnel) d’étoiles périphériques, voire même des éjectons d’étoiles (kick gravitationnel). Les interféromètres, comme LIGO et Virgo, peuvent aussi aider à l’identification de trous noirs en détectant les ondes gravitationnelles émises par ceux-ci. Enfin, il est possible de détecter les trous noirs lorsque ceux-ci sont à l’origine de phénomènes de lentilles gravitationnelles.