Les trous noirs

3 Formation et détection des trous noirs

A) La formation des trous noirs

Pour la plupart des personnes qui savent ce qu’est un trou noir, il pense que l’origine d’un trou noir est absolument la mort d’une étoile or tous les astres de l’univers peuvent former un trou noir, en effet, pour former un trou noir il faut une masse élevée dans un minimum de place ce qui revient à avoir une masse volumique (&rho =m÷v) donc si il y a une masse très grande dans un volume très petit cela peut former un trou du fait de la gravitation. La formation a surtout été l’image d’une étoile en fin de vie mais avec la relativité générale d’Einstein on peut désormais penser à tout les autres astres comme la Terre qui pourrait devenir un trou noir si son rayon diminuerait pour arriver à un rayon de 9mm cela est du au calcul de Schwarzschild (que l’on verra dans la partie consacrée au trou noir théorique de Schwarzschild), on peut aussi penser que le Soleil formerait un trou noir et ce ci si le Soleil aurait un rayon de trois kilomètres ce qui représente un quatre millionièmes de son rayon actuel. Pour la plupart des astrophysiciens, le trou noir est le stade ultime de l’effondrement gravitationnel en effet les deux types de matières en terme de compacité avant le trou noir sont obtenue avec les naines blanches et les étoiles à neutrons en effet, dans les étoiles à neutrons, c’est l’interaction forte qui maintient l’équilibre dans l’étoile et évite qu’elle explose. Dans une naine blanche c’est la dégénérescence des électrons qui permet à l’étoile de lutter contre la gravité, en effet, une naine blanche ne peut former un trou noir car si la naine blanche commence à « faiblir » contre la gravité celle-ci commence des réactions pour former des éléments plus lourds des nucléons. Ce dégagement d‘énergie permet à l’étoile de se disloquer en supernova. Pour les étoiles dont la masse est supérieure à 3.2 masses solaire, celle-ci peuvent former des trous noir, ils se forment lorsque la pression de dégénérescence est inférieure à la gravité. En effet lorsque cela peut se faire alors l’étoile ne peut plus rien faire contre celle-ci alors à cet instant le rayon de l’étoile commence à diminuer et l’étoile ne peut plus rien faire contre celle-ci et s’effondre pour former un trou noir. On peut maintenant distinguer quatre types de trou noir qui sont les suivants et que l’on va détailler maintenant : les trous noirs stellaires, les trous noirs supermassifs, les trous noirs intermédiaires, les trous noirs primordiaux.

Nous allons voir, maintenant, les caractéristiques des trous noirs stellaires, en effet ces quatre types de trous noirs n’ont pas les mêmes caractéristiques. Tout d’abor nous allons parler de la masse de ce type de trou noir, en effet ces trous noirs proviennent d’un étoile dont la masse est principalement contenue dans la fourchette suivant 3.2 à 5 masses solaires. En effet si l’étoile a une masse inférieure à la limite de Chandrasekhar qui est égale à 1.44 alors cette étoile devient une naine blanche qui ne forme pas un trou noir (comme expliqué précédemment), si la masse est comprise entre la limite de Chandrasekhar et la limite d’Oppenheimer - Volkoff qui est égale à 3.2 masses solaires, cette étoile alors devient une étoile à neutrons. Au-delà de la limite de Oppenheimer -Volkoff, la dégénérescence des électrons et des neutrons n’est pas assez forte pour éviter à l’étoile de s’effondrer à cause de la gravité. Ainsi, après cet effondrement permet de former une singularité. Pour différencier les différents types de trous noirs stellaires, il faut savoir leur masse, leur charge et leur moment angulaire (autrement appelé spin).

Nous allons voir maintenant, les trous noirs dont on a le moins d’informations, ce sont les trous noirs supermassifs. Les trous noirs supermassifs sont surtout connus car ils peuvent se trouver au centre des grandes galaxies, en effet, si on prend l’exemple de la Voie Lactée, on en trouve un dans la région de Sagitarius A*. En effet, en 2002, une équipe a réussi à mesurer la masse de celui-ci, celle-ci représente environ 2.6 millions de masses solaires. Les astrophysiciens n’ont pas encore une explication irréprochable tant à la formation des trous noirs supermassifs en effet ceux-ci font débattre. L’hypothèse la plus simple et la plus probable sur la formation de ceux-ci est en fait, au début, un trou noir stellaire, qui ensuite captera ensuite sur des milliards d’années toute la matière venant en périphérie de celui-ci. Mais cette hypothèse a aussi de gros défauts, comme la présence de trou noir avec un très fort redshift, c'est-à-dire que celui-ci se serait former au début de l’univers et donc il ne pourrait pas alors été former par simple accrétion d’étoile qui doivent être à une grande densité autour de celui-ci pour qu’il grandisse. Les trous noirs supermassifs ont aussi une densité moyenne au contraire des autres types de trous noirs qui ont une densité très élevée, cela est du à l’augmentation de taille en même temps que le trou accepte de la masse. En fait, la densité diminue avec la masse au carré c'est-à-dire que la densité est proportionnelle à l’inverse de la masse au carrée.

Nous allons voir maintenant les trous noirs intermédiaires qui comme son nom l’indique se trouve entre les trous noirs stellaires et les trous noirs supermassifs. En effet, on trouve que les trous noirs ont une masse comprise entre 100 et 10 000 masses solaires, mais la masse d’une étoile est au maximum comprise entre 150 à 200 masses solaires et cela à part quelques exceptions comme l’étoile du Pistolet ou bien l’étoile Wolf-Rayet WR-20a. Donc cela peut pose problème, en effet, la masse d’un trou noir est directement liée à la masse de l’étoile qui s’est effondrée or on ne peut pas multiplier la masse d’un trou noir par cinquante juste en captant la matière autour de celui-ci. Ensuite certains astronomes, pensent que ces trous noirs intermédiaires peuvent être aussi du à l’effondrement d’étoile de population III. Ces étoiles seraient les premières étoiles formées au début de l’univers celles-ci possèderait une métallicité critique (celle-ci serait inférieur à la métallicité solaire d’un facteur de 10-5).Cela est du à la métallicité provenant de la nucléosynthèse primordiale, cela permettrait alors de former des étoiles de plusieurs centaine de masses solaires car le refroidissement par les raies métalliques ne fonctionnent pas. La connaissance de la formation des trous noirs intermédiaires pourrait dans un futur proche faire la connaissance de la formation des trous noirs supermassifs.

Nous allons maintenant analyser les trous noirs primordiaux, ces trous noirs n’ont pas la même origine que les autres trous noirs en effet ceux-ci ne serait pas du à l’effondrement d’une étoile ou l’accrétion de masse à un trou noir déjà formé mais du à la présence de régions extrêmement denses dans l’univers primitif. Dans ces premiers instants de la formation de l’univers selon la théorie du Big-bang, la pression e la température étaient tellement forts qu’une simple région de fluctuation de la densité permettait un effondrement gravitationnel, ce qui provoquerait des trous noir primordiaux. Leur masse est très différente de celle des autres trous noirs car il ne correspondent pas un effondrement d’un astre ce qui permet à penser d’après les calculs de Hawking que la durée de vie d’un trou noir primordiale de 1 012 kg aurait une durée de vie proche de celle de l’univers ce qui est énorme compte tenu de la théorie de Hawking sur l’évaporation des trous noirs que l’on verra plus tard.

Formation d'un trou noir stellaire	Trou noir stellaire en formation
Trou noir supermassif	Trou noir intermédiaire au centre de la galaxie Starburst

B) La détection des trous noirs

De par leur nature, les trous noirs sont des objets célestes très difficile à observés directement avec des télescopes, cela est du à la nature des trous noirs, en effet de par leur nom tout le monde peut deviner la couleur qui est noire et comme quand on cherche à observer un astre dans le ciel dans la pénombre (ce qui se fait généralement) on ne voit pas grand-chose. De plus, à partir des quatre types de trous noirs que l’on a précédemment dénommés on ne peut en voir que deux formes grâce à des capteurs en effet les deux autres types sont soit trop petits soit ils ne sont plus observables du fait qu’ils proviennent de d’étoiles dont on pense qu’elles existent mais que l’existence n’a pas encore été prouver. Le trou noir le plus poche de la Terre est le trou noir qui se trouve au centre de notre galaxie, il se trouve à environ 8 kilo parsecs (ce qui équivaut à environ 28800 années lumières).

Le premier moyen de détection des trous noirs est la détermination de la masse des deux composants d’une étoile binaire (étoile composée en fait de deux étoiles relativement liées) à partir des paramètres orbitaux. En effet, en observant une étoile de masse faible, et dont le compagnon reste invisible on peut en déduire la présence ou non de trou noir, en effet une étoile comme celle qui est observé peu être soit accompagné d’une étoile à neutron ou bien d’un trou noir car si cela était une étoile comme son compagnon elle serait aussi visible. La masse du compagnon ou la fonction de masse si on ne connaît pas l’angle d’inclinaison est comparée à la limite d’Oppenheimer -Volkoff, qui dit que si la masse est supérieure à trois masses solair e environ (3.3 pour être précis) alors on a pas affaire à une étoile à neutrons mais bien d’un trou noir ce qui permet de vérifier l’existence de ce trou noir.

La deuxième méthode de détection des trous noirs est spécialement faite pour certains trous noirs stellaires, en effet cette méthode analyse les sursauts de rayon Gamma (le GRB pour gamma-ray burst en anglais), en effet lors de l’explosion d’une étoile pour la formation d’une supernova et ainsi en même temps la formation d’un trou noir. Ainsi certains astrophysiciens pensent que la naissance d’un trou noir stellaire serait toujours accompagnée d’un flash de rayon gamma.

Le dernier phénomène observé avec les trous noirs qu’ils soient de type stellaire ou de type supermassif, est alors la présence de jets observés dans les ondes radios. Ceci est el résultat du changement de champ magnétique autour du disque d’accrétion. En effet, lors de la création d’un trou noir dans un système d’étoiles binaires on la présence d’un disque d’accrétion, ceci est en rapport au trou noir théorique dit de Kerr que l’on verra un peu plus tard dans le dossier.

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