les trous noirs : ces astres qui nous fascinent

Introduction

Nous avons consacré un partie entière afin de vous expliquer et vous en faire connaitre plus sur ses astres tout aussi massifs qu' invisibles. Tout d'abord, vous verrez quelques illusions puis celles-ci vous serons expliquées. Vous serez comment un trou noir naît, comment les trous noirs sont différentier et comment on peut les repérer.

Regarder cette image. Au centre, imaginez que le rond central est un trou noir : D'après vous, que verrez-vous aprés la déviation des rayons par le trou noir ?? Pour le savoir, passez votre souris sur l'image !!

qu'est-ce qu'un trou noir ?

Un trou noir, ce n'est rien d'autre qu'un objet cosmologique, au même titre que notre planète ou notre soleil. La différence se trouve dans sa densité : la densité moyenne d'un trou noir est des milliards de fois supérieure à tous les corps que nous connaissons, par conséquent l'attraction gravitationnelle à la surface de ces objets est telle que la vitesse de libération ( la vitesse nécessaire pour quitter le champs gravitationnel) est à peu près égale à la vitesse de la lumière (30 000 fois supérieure à la vitesse de libération de la terre).

Petit rappel

Composition et description d'une étoile Une étoile est un astre formé de gaz (principalement de l'hydrogène fusionné en hélium) où se produisent des réactions thermonucléaires qui fournissent de l'énergie et qui se manifestent sous forme de lumière et de chaleur (ex : le soleil est une étoile banale puisque 80% des étoiles sont du même type). Ces réactions thermonucléaires empêchent l'étoile de se contracter sous la force de la gravitation pour avoir de l'énergie. Elle conservera alors son diamètre et sa couleur pendant tout le temps que dureront les réactions thermonucléaires.

Formation des étoiles

Les étoiles prennent naissances grâce à la contraction d'énormes masses gazeuses. Ce sont en fait des nuages de gaz très vastes mais pas très dense et qui ont une masse importante (entre plusieurs dizaines et plusieurs milliers de masses solaires). Ces nuages de gaz vont s'effondrer sur eux-même grâce à la force de gravitation et provoquer le réchauffement du gaz. Cette contraction continuera jusqu'à ce que la température au centre de l'étoile atteigne le million de degrés. Cela permettra aux particules d'être suffisamment proches et aux réactions thermonucléaires d'entrer en action.

Genèse d'un trou noir

Les trous noirs se forment pour la plupart lorsqu'une étoile d'au moins 6 fois la masse solaire éclate en supernova. Lors de l'explosion, l'étoile perd une quantité énorme de masse et se transforme en une étoile à neutron : une boule de matière exclusivement formée de neutrons et donc extrêmement dense. Si ce cadavre stellaire a une masse supérieure à 3 M¤ (symbole pour " masse solaire "), il possède toutes les caractéristiques nécessaires pour devenir un trou noir.

Le stade géante rouge

Au bout de plusieurs milliers d'année, il n'y a plus le carburant nécessaire pour faire les réactions thermonucléaires (soit l'épuisement de 10 à 20% du stock d'hydrogène qui ne permet plus la fusion de l'hélium). La gravité reprend le dessus et fait contracter l'étoile vers son centre ou son noyau pour lui fournir de l'énergie. Mais pour évacuer cette énergie, l'étoile doit se dilater (augmenter sa surface). L'étoile gonfle alors énormément et sa température moyenne baisse : sa couleur va donc tendre vers le rouge. L'étoile devient ainsi une géante rouge.

Naine blanche

Après le stade de la géante rouge, l'évolution de l'étoile dépend de sa masse. Si sa masse est inférieur à 1,44 fois la masse de notre soleil (notée M¤) , sa masse est trop faible pour permettre la fusion du carbone et alors les contractions provoquées par la gravité vont cesser puis l'étoile s'effondrera vers son centre. L'étoile deviendra alors une naine blanche, à peu près de la taille de la Terre mais dont la densité est d'environ une tonne par centimètre cube. Elle évacuera les restes de sa chaleur interne sous forme de lumière. L'étoile agonisera ainsi lentement jusqu'à ce qu'elle aura dissipé sa chaleur. Elle deviendra alors un astre mort : une naine noire.

Explosion de supernovae

Pulsar : un phare cosmique

Ce dessin d'artiste représente ce que verrait un voyageur de l'espace près d'une étoile à neutrons en rotation rapide, un pulsar. Sa gravité et son champ magnétique très intenses obligent la lumière à n'être diffusée qu'à travers un cône étroit. Elle balaie l'espace à la manière d'un phare et n'est visible que lorsqu'elle croise la ligne de visée de l'observateur.Mais cette explosion n'expulse pas toute la matière dans l'espace : le coeur de l'étoile se replit sur lui-même et forme une étoile à neutrons appelé aussi pulsar parce que ces astres s'allument et s'éteignent plusieurs fois par seconde. Les pulsars brillent à la manière des phares parce que seul leurs pôles magnétiques émettent de la lumière et que les pulsars tournent très rapidement autour d'eux. Cet astre a une densité de plusieurs centaines de millions de tonnes par centimètre cube.

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Trou noir

Une hypothèse scientifique annonce qu'il pourrait exister des trous noirs. Après l'explosion en supernova, l'étoile s'effondrerait sur son noyau à l'infini. Cet effondrement provoquerait un champ gravitationnel tellement intense qu'il courberait les lignes de l'espace-temps et empêcherait toute matière et tout rayonnement de s'échapper. Sa densité serait alors encore plus dense qu'une étoile à neutrons ou pulsar.

Comment caractériser un trou noir ?

Un Trou noir est constitué de trois éléments principaux qui le caractérisent :

Sa singularité (centre) où toute sa masse est concentrée,

Son horizon des évènements, dépendant de sa taille et de sa masse (densité),

Son ergosphère, soit son "champ d'action".
Un Trou noir est également souvent représenté avec son disque d'accrétion (±ergosphère), afin de le modéliser car c'est la seule chose observable de l'extérieur

Schwarschild

Schwarschild fut le premier théoricien à étudier les trous noirs au début du siècle. Son hypothèse consiste à prouver qu’il y a un autre moyen de créer un trou noir, non pas par l’explosion naturelle des étoiles, mais par la compression d’une masse quelconque au sein d’une sphère de rayon égal à 9/8 de son rayon de Schwarschild, défini par la formule suivante :

Gs=2GM/c²

Où :

G est la constante de gravitation universelle (G = 6,67 x 10-11 m3 kg-1 s-2 (unité SI))

M la masse du trou noir (en Kg)

c est la célérité

Newton

D’après la théorie gravitationnelle développée par Newton, tout corps possédant une masse exerce une force d’attraction proportionnelle à sa densité sur un autre corps. Néanmoins, ce dernier peut se libérer du champ gravitationnel auquel il est soumis s’il possède une vitesse suffisante appelée Vitesse de libération, définie par :

Vlib = ( 2 x M x G ) / (r x 2)

Où M est la masse du corps considéré, r son rayon et G la constante d'attraction universelle de Newton. Pour le soleil, le calcul nous donne une vitesse de 620 km/s, quant à une étoile du type naine blanche, elle atteint plusieurs milliers de km/s.

Limite

Une fois la limite de l’horizon des évènements du trou noir franchie, aucun corps, ni même la lumière ne peut s ‘en échapper, car la vitesse de libération y est supérieure à la vitesse de la lumière (Vl > c dans l’horizon des évènements d’un trou noir). Une fois l'horizon externe atteinte, les corps tourbillonent dans l'horizon interne pour disparaitre de toute dimension dans la singularité accumulant simplement la masse de la matière absorbée.

comment détecter un trou noir?

Un trou noir est par définition "noir", et donc invisible à l’oeil nu. Néanmoins, d’après les recherches effectuées jusqu’à présent, les scientifiques ont distingué cinq manières de détecter un trou noir..

1) Phénomène de rotation

Des chercheurs ont observé des planètes qui ne tournent autour de rien à nos yeux. Pour éclaircir ce phénomène, seule la présence d’un trou noir ou d’une étoile peu lumineuse résoud le problème. Grâce aux calculs du champ gravitationnel exercé sur ces astres en rotation, il est possible de déterminer la nature du corps céleste ainsi détecté. Si la force gravitationnelle est importante, et la région de l'espace donné réduite, il s'agit donc presque assurément d'un trou noir. Les satellites comme Hubble et les XMM-Newton permettent aux observateurs de détecter les rayons X, fabriqués en grande quantité lorsque la rotation de l'astre accélère les particules qui atteignent des vitesses proches de celle de la lumière autour d'un trou noir en rotaion (Trou noir de Kerr).

2) Lentille gravitationnelle

En étudiant les positions et le mouvement d’une étoile, des chercheurs ont remarqué une déviation de la trajectoire de la lumière provenant de celle-ci durant de très courtes périodes. En effet, lorsqu’un trou noir se trouve entre nous et cette étoile, celle-ci nous paraît plus brillante, et son image est décalée par rapport à sa position réelle, pour un observateur dont la vision est linéaire.

Images

la « Croix d’Einstein »

En effet, un Trou noir situé sur la trajectoire agit comme une lentille, appelée « lentille gravitationnelle », car toute la matière est déviée de sa trajectoire quand elle traverse l’ergosphère d’un trou noir.

Un cas particulier de cette situation correspond à la « Croix d’Einstein » ci-contre.

Nous sommes donc capables de détecter les trous noirs situés entre une étoile connue et la Terre.

3) Rayons X - Télescopes

Les particules attirées par un trou noir effectuent une rotation (II]A/) autour de la singularité de plus en plus rapide. Or, plus la vitesse augmente, plus l’agitation moléculaire augmente. Ce qui résulte à une surchauffe des particules, et donc une hausse très brutale de la température. De cette manière, ces particules émettent des rayons X détectables par nos satellites-télescopes hors-atmosphère. Mais la présence de rayons X dans une région donnée de l’espace caractérise soit la présence d’un trou noir, soit celle d’une étoile à neutron. Cette dernière hypothèse est écartée lorsque la masse mise en jeu est trop importante, et résulte d’un trou noir évident.

En juin 2000, Jörn Willms et son équipe ont détecté pour la première fois un trou noir, sans contestation, grâce à l'un des trois satellites XMM-Newton : Satellite "Mutli-Mirroirs" (10m) détecteur de sources lumineuses puissantes à de très longues distances (RayonsX également), lancé sur Ariane 5 à Kourou le 10 décembre 1999 par l'Agence Européenne de l'Espace -ESA-

D'autres satellites sont fréquemment utilisés pour la détection aux rayons X :

Le satellite "Hubble" (nom donné en l'honneur d'un grand astrophysicien)

Le satellite "Chandra" -AXAF- (Nasa), plus puissant encore, qui a permis de reperer un Trou noir au centre de la Voie Lactée, notre galaxie.

4) Ondes gravitationnelles

Une masse importante comme celle d’un trou noir émet des ondes gravitationnelles possédant des propriétés similaires à celles des ondes lumineuses. Les ondes gravitationnelles affectent le champ gravitationnel des corps célestes traversés par celles-ci. Théoriquement, et à titre d’exemple (en exagérant), un individu pesant 70Kg verrait son poids varier de 69Kg à 71Kg lors du passage des ondes gravitationnelles. Cependant, leur influence est infime et indécelable par un humain. Des projets en Italie et aux Etats-unis prévoient de détecter ces ondes gravitationnelles, sachant que seuls les Trous noirs peuvent en émettre jusqu’à la Terre.

Ondes gravitationnelles (suite)

Des capteurs situés sur près de 10km pour chaque bras permettrait de détecter la sourcedes ondes gravitationnelles : un Trou noir Projet futuriste Lisa-ESAS: "Triangle" détecteur d'ondes gravitationnelles et interférences dans l'espace .

5) Calculs théoriques

Il est possible de calculer la masse dans des régions obscures de l’univers. Si on obtient une masse très importante dans une région restreinte, il est très probable qu’il s’y trouve un trou noir.

Cependant, cette méthode ne reste utilisée que dans un cas où l’on se doute déjà de la présence d’un trou noir.

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