Loin d'avoir un impact mystique ou dramatique sur les astronomes, l'étude des trous noirs est fascinante et mérite bien le détour ainsi quelques illustrations.
La mort d'une étoile massive
La mort d'une étoile massive
Le trou noir est une étoile parvenue au stade ultime de sa vie. Il trouve son origine dans le produit final de l'effondrement gravitationnel d'une étoile dont le coeur présente une masse supérieure à environ trois fois la masse du Soleil (Ms), soit plus de 20 Ms lorsqu'elle évolue encore sur la Séquence principale (le temps de sa jeunesse).
Cette faible valeur semble être une fantaisie car il existe des millions et des milliards d'étoiles entrant dans cette catégorie, mais les travaux des physiciens ont démontré que lorsque le champ gravitationnel d'une telle étoile atteint une certaine grandeur et est fortement variable, il induit des phénomènes physiques totalement nouveaux. Il est si puissant qu'il agit sur le rayonnement au point de l'empêcher de s'échapper.
Cet astre singulier est parvenu à un point de non retour, c'est la "singularité de Schwarzschild".
Cet astre singulier est parvenu à un point de non retour, c'est la "singularité de Schwarzschild".
Arrivée à ce stade, l'étoile se trouve dans un équilibre instable où la gravitation essaye de vaincre les forces cinétiques qui règnent dans le noyau à présent uniquement constitué de neutrons.
Tirant avantage d'effets relativistes, l'étoile parvient à se contracter un peu plus et perce le front de résistance des neutrons. Si elle franchit le rayon de Schwarzschild, sans exploser elle se dérobe au regard des observateurs et constitue ce qu'on appelle un trou noir.
En fait la matière continue à s'effondrer à une vitesse supérieure à celle de la lumière mais sous une limite invisible dénommée l'horizon interne des événements qui n’est autre que le rayon de Schwarzschild. L'espace-temps est tellement incurvé sous sa propre densité d'énergie qu'il est réduit à l'échelle de Planck, soit 20 ordres de grandeur en-dessous de la taille du proton ou 10-33 cm !
La matière où ce qu'il en reste se trouve à présent dans un état qui obéit aux lois encore mal maîtrisées de la gravité quantique : la matière subit des accélérations gravitationnelles et des pressions inouïes et en même temps la moindre perturbation, même le déplacement d'un électron engendre des fluctuations quantiques tellement chaotiques et violentes, que même le temps perd sa signification, devenant une composante spatiale qui se déchire en permanence en vertu des relations d'incertitudes de Heisenberg.
Tirant avantage d'effets relativistes, l'étoile parvient à se contracter un peu plus et perce le front de résistance des neutrons. Si elle franchit le rayon de Schwarzschild, sans exploser elle se dérobe au regard des observateurs et constitue ce qu'on appelle un trou noir.
Comparaison entre la taille d'une étoile géante, solaire,
une naine blanche, une étoile neutron et un trou noir.
En fait la matière continue à s'effondrer à une vitesse supérieure à celle de la lumière mais sous une limite invisible dénommée l'horizon interne des événements qui n’est autre que le rayon de Schwarzschild. L'espace-temps est tellement incurvé sous sa propre densité d'énergie qu'il est réduit à l'échelle de Planck, soit 20 ordres de grandeur en-dessous de la taille du proton ou 10-33 cm !
La matière où ce qu'il en reste se trouve à présent dans un état qui obéit aux lois encore mal maîtrisées de la gravité quantique : la matière subit des accélérations gravitationnelles et des pressions inouïes et en même temps la moindre perturbation, même le déplacement d'un électron engendre des fluctuations quantiques tellement chaotiques et violentes, que même le temps perd sa signification, devenant une composante spatiale qui se déchire en permanence en vertu des relations d'incertitudes de Heisenberg.
Disque d'accrétion et jet de matière d'un trou noir
A quoi ressemble un trou noir ?
Si on ne peut le voir, on peut observer ses effets sur la matière qu'il attire. Voici la photographie d'un vrai trou noir situé au coeur de la galaxie NGC 7052. On ne voit en fait que le disque d'accrétion lumineux et chaud qui l'entoure, car le trou noir est trop petit et bien caché au centre de l'image, derrière l'anneau de poussière et de gaz dont on peu devenir la forme centrale en entonnoir.
Imaginez qu'au cours de son évolution autour du noyau de la Galaxie, le Soleil soit happé par un trou noir supermassif capable d'attirer des centaines d'étoiles dans une étreinte fatale.
Le Soleil éjecte des protubérances comme celle présentée ci-dessous. Cette arche spectaculaire constituée de gaz partiellement ionisé se dissipe dans l'espace ou retombe quelques minutes plus tard sur le Soleil par gravité et effet magnétique.
Imaginez maintenant le même phénomène sous l'emprise d'un trou noir proche. Une arche ou carrément une boursouflure se développe à la surface du Soleil qui finit par s'étendre dans l'espace, attirée par la force gravitationnelle d'un trou noir. Ce phénomène de succion va durer des millions d'années jusqu'à l'épuisement de l'étoile et son explosion.
Le trou noir en rotation s'entoure rapidement d'un gigantesque disque d'accrétion mesurant plusieurs millions de kilomètre de diamètre. Ce disque contient des poussières et du gaz de plus en plus chaud et de plus en plus brillant à mesure qu'on se rapproche du centre, où la lumière finit par disparaître, elle-même retenue par l'emprise du trou noir... Ce couple est vraiment surréaliste comme le montre l'illustration suivante et pourtant cela existe dans l'univers !
Aussi paradoxal que cela soit, le trou noir émet également des rayonnements et de la matière. En effet, en s'effondrant, une certaine quantité de matière reste confinée dans la région de l'ergosphère qui entoure le trou noir, région où la matière peut encore s'échapper en suivant une trajectoire en "spirale sortante".
Sous l'emprise d'un intense champ magnétique, cette matière subit un effet accélérateur qui lui donne suffisamment d'énergie pour s'échapper à une vitesse relativiste de la sphère d'influence du trou noir.
Etant donné que le disque d'accrétion l'empêche de se dissiper dans le plan du disque, les seules échappatoires sont les régions polaires du trou noir qui éjectent un important flux de matière à grande distance sous forme de jets très directifs composés de condensations brillantes.
Etant donné que le disque d'accrétion l'empêche de se dissiper dans le plan du disque, les seules échappatoires sont les régions polaires du trou noir qui éjectent un important flux de matière à grande distance sous forme de jets très directifs composés de condensations brillantes.
L'attraction gravitationnelle d'un trou noir est tellement forte
qu'elle peut déformer l'atmosphère d'une étoile captive.
Si le Soleil était suffisamment massif pour devenir un trou noir, celui-ci mesurait 3 km de diamètre. Mais qu'il ne vous prenne pas la folle idée de vous approcher trop près de ce Soleil-trou noir.
Vous pourriez vous approcher de lui jusqu'à 1.51 km du centre environ mais n'essayez pas de franchir les derniers mètres qui vous sépare de l'horizon externe (la sphère de photon) ou vous seriez happé instantanément sans espoir de retour et réduit à l'état de particules ! Un trou noir est fascinant à étudier mais de loin !
La nova X V1487 Aquilae, alias GRS 1915+105, est un système binaire
dont le compagnon est probablement un trou noir de 14 Ms.
Notons que le disque d'accrétion est généralement constitué de systèmes d'anneaux concentriques près de l'horizon suite aux effets de marées mais on a récemment découvert qu'il pouvait conserver un mouvement en spiral, formant une sorte de maelström cosmique.
NB. Mes illustrations sont en vente sur le site Luxorion.
Aucun commentaire :
Enregistrer un commentaire