Formation des trous noirs


Un trou noir est un objet cosmologique dont la particularité est d'avoir une densité des milliards de fois supérieure à celle des autres objets célestes connus. La façon dont une telle densité peut apparaître est connue avec certitude, en suivant les lois de la physique : c'est par l'effondrement gravitationnel. Les seuls objets connus susceptibles de donner naissance à un trou noir sont certaines étoiles supermassives, qui terminent leur vie dans l'explosion d'une supernovae et dont le résidu stellaire est suffisamment important pour entamer un processus irréversible d'effondrement gravitationnel. Notre Soleil n'a pas une masse suffisante pour connaître un tel destin, et il se stabilisera en une naine blanche après avoir été une géante rouge.

D'après la classification scientifique actuelle, plusieurs types de trous noirs sont distingués les uns des autres, selon la taille et le processus de formation :

Ces trois catégories sont regroupées sous le nom de trous noirs galactiques.

En plus de cette classification, on distingue des catégories selon la géométrie et de la dynamique des trous noirs :

Les trous noirs de Schwarzschild, envisagés en premier et selon un modèle de singularité sphérique, seraient extrêmement rares et leur détection est difficile, car ils n'ont en théorie que des interactions superficielles avec le milieu stellaire. Les trous noirs de Kerr sont certainement plus aisément détectables en raison de leur disque d'accrétion, et des jets de forte énergie qui en émanent. Ce sont ces trous noirs qu'on étudie aujourd'hui grâce à des indices astronomiques, et selon deux paramètres : leur masse et leur moment angulaire. Les deux dernières catégories sont vraisemblablement très rares, les trous noirs sont plutôt envisagés comme stables électriquement.

Trous noirs stellaires

Article détaillé : Trou noir stellaire

Les trous noirs stellaires naissent à la suite de l'effondrement gravitationnel du résidu des étoiles supermassives. Il existe plusieurs types d'étoiles, qui sont généralement classées selon leur luminosité; la classification MKK indique que certaines étoiles ont une masse comprise entre 1/10e et 10x fois celle du soleil. Comme toutes étoiles, elles sont constituées d'atomes neutres on ionisés, atomes soumis à une agitation thermique qui augmente très fortement à mesure que l'on s'approche du centre. Cette agitation dégage une énergie, source de pression gazeuse qui varie corrélativement avec la chaleur produite par les réactions nucléaire et qui s'oppose à l'attraction gravitationnelle. Quand cette énergie vient à manquer, la matière se compresse, et après plusieurs phases de compression et de dilatation, les plus grosses étoiles explosent au stade supernovae. Subsiste un résidu très dense, qui s'effondre sur lui-même et engage de nouvelles réactions nucléaires. À partir de ce stade, on peut envisager plusieurs cas de figure, dont un mène vers une singularité mathématique et le trou noir.

En 1940, Oppenheimer a démontré que si une étoile se contracte jusqu'à stopper complètement ses fusions nucléaires, aucun retour en arrière n'est possible : la force gravitationnelle l'emporte définitivement sur toutes les autres. Autrement dit, la plus faible des quatre forces règne seule sur la dynamique de l'étoile, par empilement successif de masses. Théoriquement, le volume de l'étoile devrait se réduire à zéro au terme de ce processus, tandis que sa gravité de surface augmenterait sans limite ; Albert Einstein a écrit un article démontrant que ce cas de figure était impossible dans la réalité. En fait, la progression vers cette singularité mathématique est toujours source de débat entre astro-physiciens, car on ne sait pas répondre de façon catégorique à la question : jusqu'où peut-on comprimer une masse ? Le travail des physiciens et mathématicien s'intéressant aux trous noirs est d'essayer d'unifier sous un concept nouveau espace-temps, énergie et matière (voir la théorie des cordes, par exemple).

Quand une étoile a épuisé son carburant nucléaire, l'équilibre entre la gravité et la pression de radiation est rompu, et elle s'effondre sur elle-même. Pour que le résidu stellaire se mue en un trou noir, il doit répondre à des critères de masse précis qui dépendent de la masse stellaire initiale. La limite de Chandrasekhar, calculée en 1930, définit la masse limite d'une étoile pour sa transformation en naine blanche - cette limite vaut 1,44 masses solaires (Mo). Cependant, pour qu'une étoile devienne un trou noir, sa masse doit être encore plus grande, ceci pour la simple raison que dans le cas de futures naines blanches, la contraction du résidu s'arrête, une stabilité étant établie entre les forces gravitationnelles et nucléaires.

La masse limite supérieure du résidu stellaire, au-delà de laquelle une étoile ne pourra pas trouver d'équilibre durant son effondrement, est établie à 3,2 Mo (limite d'Oppenheimer-Volkoff). À partir de ce seuil, l'effondrement continu qui s'opère pendant l'évolution stellaire ne peut pas être arrêté par la pression de dégénérescence des électrons (naine blanche) ou des neutrons (étoile à neutrons). On peut alors calculer l'Horizon du trou noir, c'est-à-dire la région repliée et courbe de l'espace-temps à partir de laquelle les photons sont pris au piège et tombent vers la singularité.

Trous noirs supermassifs

Article détaillé : Trou noir supermassif

Au lieu de résulter d'un effondrement, certains trous noirs pourraient également être créés par compression et accrétion de matière, ceci sous l'effet d'une pression externe très élevée. Les scientifiques considèrent que les énormes pressions nécessaires pour créer les trous noirs supermassifs pourraient avoir existé au tout début de l'univers, lors du Big Bang et que, par conséquent, de tels corps stables seraient rares. On envisage de plus en plus sérieusement que de tels trous noirs existent au centre de galaxies, pour expliquer les intenses rayonnement X observés grâce aux télescopes modernes.

Ainsi, on pense avoir observé avec certitude de tels trous noirs avec le télescope Chandra, au centre de la galaxie NGC 6240. Les astronomes ayant réalisé l'observation avancent que s'y trouveraient deux trous noirs supermassifs en rotation l'un autour de l'autre. Les arguments donnés sont d'une part le rayonnement X très intense des deux objets cosmologiques, et la probable émission répétée d'ondes gravitationnelles. De telles ondes sont détectables avec les nouveaux instruments dédiés, tels que le détecteur Virgo de Cascina ou les deux interféromètres américains de LIGO.

On peut également supposer que deux étoiles suffisamment massives se percutant pourraient engendrer un trou noir, la masse totale étant suffisante pour rompre l'équilibre entre forces nucléaires et gravitationnelles.

Trous noirs primordiaux

Article détaillé : Trou noir primordial

De tous les types de trous noirs envisagés, les trous noirs primordiaux sont les plus atypiques, mais peut-être aussi ceux qui donneront des certitudes aux physiciens. Un trou noir primordial est d'abord un trou noir qui n'existe plus en tant que tel, si tant est qu'il a existé. Dans les années soixante-dix, Stephen Hawking avança l'idée que le phénomène du Big Bang pourrait avoir été le théâtre d'une profusion de mini trous noirs, très légers par rapport à ceux envisagés actuellement (une dizaine de gramme tout au plus), mais également bien plus petits, donc tout aussi denses que les trous noirs stellaires. De plus, ces trous noirs auraient eu tendance non pas à avaler de la matière, mais à s'évaporer très rapidement. En effet, ils résulteraient de la compression ultra-rapide de minuscules régions de l'espace-temps, et n'auraient donc pas disposé de matière suffisante à attirer à proximité; trop petits pour se maintenir dans une dynamique de compression, ces trous noirs morts-nés se seraient évaporés de plus en plus vite, pour finalement exploser et disparaître.

See also: Formation des trous noirs, Albert Einstein, Big Bang, Chandra, Classification MKK, Densité, Galaxie, Grande unification, Géante rouge