24.5 : Trous noirs

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Objectifs d'apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

Expliquer l'horizon des événements entourant un trou noir
Expliquez pourquoi l'idée populaire selon laquelle les trous noirs sont de grands monstres suceurs capables d'ingérer de la matière à de grandes distances est erronée.
Utilisez le concept d'espace-temps déformé à proximité d'un trou noir pour suivre ce qui arrive à tout objet susceptible de tomber dans un trou noir.
Reconnaître pourquoi le concept de singularité, avec sa densité infinie et son volume nul, présente des défis majeurs pour notre compréhension de la matière

Appliquons maintenant ce que nous avons appris sur la gravité et la courbure spatio-temporelle au problème que nous avons abordé au départ : l'effondrement du noyau d'une étoile très massive. Nous avons vu que si la masse du noyau est supérieure à environ 3\(M_{\text{Sun}}\), la théorie dit que rien ne peut empêcher le noyau de s'effondrer pour toujours. Nous examinerons cette situation sous deux angles : d'abord du point de vue pré-Einstein, puis à l'aide de la relativité générale.

Effondrement classique

Commençons par une expérience de pensée. Nous voulons savoir quelles vitesses sont nécessaires pour échapper à l'attraction gravitationnelle de différents objets. Une fusée doit être lancée depuis la surface de la Terre à très grande vitesse pour échapper à l'attraction de la gravité terrestre. En fait, tout objet (fusée, balle, livre d'astronomie) projeté en l'air à une vitesse inférieure à 11 kilomètres par seconde retombera bientôt à la surface de la Terre. Seuls les objets lancés à une vitesse supérieure à cette vitesse d'échappement peuvent s'éloigner de la Terre.

La vitesse de fuite depuis la surface du Soleil est encore plus élevée, soit 618 kilomètres par seconde. Imaginez maintenant que nous commençons à comprimer le Soleil, le forçant à réduire son diamètre. Rappelez-vous que l'attraction de la gravité dépend à la fois de la masse qui vous attire et de votre distance par rapport au centre de gravité de cette masse. Si le Soleil est comprimé, sa masse restera la même, mais la distance entre un point de la surface du Soleil et le centre diminuera de plus en plus. Ainsi, à mesure que nous comprimons l'étoile, l'attraction de la gravité sur un objet sur la surface qui se rétrécit deviendra de plus en plus forte (Figure\(\PageIndex{1}\)).

alt — Figure\(\PageIndex{1}\) Formation d'un trou noir. À gauche, un astronaute imaginaire flotte près de la surface d'un énorme noyau stellaire sur le point de s'effondrer. Au fur et à mesure que la même masse tombe dans une sphère plus petite, la gravité à sa surface augmente, ce qui rend plus difficile l'évacuation de quoi que ce soit de la surface de l'étoile. Finalement, la masse s'effondre en une sphère si petite que la vitesse de fuite dépasse la vitesse de la lumière et que rien ne peut s'échapper. Notez que la taille de l'astronaute a été exagérée. Sur la dernière photo, l'astronaute se trouve juste à l'extérieur de la sphère que nous appellerons l'horizon des événements et est étiré et comprimé par la forte gravité.

Lorsque le Soleil rétrécissant atteint le diamètre d'une étoile à neutrons (environ 20 kilomètres), la vitesse requise pour échapper à son attraction gravitationnelle sera environ la moitié de la vitesse de la lumière. Supposons que nous continuions à comprimer le Soleil à un diamètre de plus en plus petit. (Nous avons vu que cela ne pouvait pas arriver à une étoile comme notre Soleil dans le monde réel à cause de la dégénérescence électronique, c'est-à-dire de la répulsion mutuelle entre des électrons serrés ; il s'agit simplement d'une « expérience de réflexion » rapide pour nous orienter).

En fin de compte, à mesure que le Soleil se rétrécit, la vitesse de fuite près de la surface dépassera la vitesse de la lumière. Si la vitesse dont vous avez besoin pour vous échapper est plus rapide que la vitesse la plus rapide possible dans l'univers, alors rien, pas même la lumière, ne peut s'échapper. Un objet avec une telle vitesse d'échappement n'émet aucune lumière, et tout ce qui tombe dedans ne peut jamais revenir.

Dans la terminologie moderne, nous appelons un objet dont la lumière ne peut s'échapper un trou noir, nom popularisé par le scientifique américain John Wheeler à partir de la fin des années 1960 (Figure\(\PageIndex{2}\)). L'idée que de tels objets puissent exister n'est cependant pas nouvelle. John Michell, professeur à Cambridge et astronome amateur, a écrit un article en 1783 sur la possibilité que des étoiles dont la vitesse d'échappement dépasse celle de la lumière puissent exister. Et en 1796, le mathématicien français Pierre-Simon, marquis de Laplace, a fait des calculs similaires en utilisant la théorie de la gravité de Newton ; il a appelé les objets qui en résultent « corps sombres ».

alt — Figure\(\PageIndex{2}\) John Wheeler (1911—2008). Ce brillant physicien a fait de nombreux travaux novateurs sur la théorie de la relativité générale et a popularisé le terme trou noir à partir de la fin des années 1960.

Bien que ces premiers calculs aient clairement indiqué qu'il fallait s'attendre à quelque chose d'étrange si des objets très massifs s'effondraient sous leur propre gravité, nous avons vraiment besoin d'une théorie de la relativité générale pour donner une description adéquate de ce qui se passe dans une telle situation.

S'effondrer avec la relativité

La relativité générale nous indique que la gravité est réellement une courbure de l'espace-temps. À mesure que la gravité augmente (comme dans l'expérience du Soleil qui s'effondre dans notre expérience de pensée), la courbure s'agrandit de plus en plus. Finalement, si le Soleil pouvait se réduire jusqu'à un diamètre d'environ 6 kilomètres, seuls les faisceaux lumineux envoyés perpendiculairement à la surface s'échapperaient. Tous les autres retomberaient sur l'étoile (Figure\(\PageIndex{3}\)). Si le Soleil pouvait alors se rétrécir encore un peu, même le faisceau lumineux restant ne pourrait plus s'échapper.

alt — Figure des chemins de\(\PageIndex{3}\) lumière à proximité d'un objet massif. Supposons qu'une personne puisse se tenir à la surface d'une étoile normale avec une lampe de poche. La lumière sortant de la lampe de poche se déplace en ligne droite, peu importe où la lampe de poche est pointée. Maintenant, considérez ce qui se passe si l'étoile s'effondre pour devenir un peu plus grande qu'un trou noir. Toutes les trajectoires de lumière, à l'exception de celle qui remonte vers le haut, retournent à la surface. Lorsque l'étoile se rétrécit à l'intérieur de l'horizon de l'événement et devient un trou noir, même un faisceau dirigé vers le haut revient.

Gardez à l'esprit que la gravité n'attire pas la lumière. La concentration de matière a modifié l'espace-temps, et la lumière (comme la fourmi entraînée de notre exemple précédent) « fait de son mieux » pour suivre une ligne droite, mais elle est maintenant confrontée à un monde dans lequel les lignes droites qui sortaient vers l'extérieur sont devenues des chemins incurvés qui mènent à l'intérieur. L'étoile qui s'effondre est un trou noir dans cette vue, car le concept même de « sortie » n'a aucune signification géométrique. L'étoile s'est retrouvée piégée dans sa propre petite poche d'espace-temps, à laquelle il n'est pas possible d'échapper.

La géométrie de l'étoile coupe la communication avec le reste de l'univers au moment précis où, dans notre image précédente, la vitesse de fuite devient égale à la vitesse de la lumière. La taille de l'étoile à ce moment définit une surface que nous appelons l'horizon des événements. C'est un nom merveilleusement descriptif : tout comme les objets qui s'enfoncent sous notre horizon ne peuvent pas être vus sur Terre, tout ce qui se passe à l'intérieur de l'horizon des événements ne peut plus interagir avec le reste de l'univers.

Imaginez un futur vaisseau spatial assez stupide pour atterrir à la surface d'une étoile massive au moment où elle commence à s'effondrer comme nous l'avons décrit. Peut-être que le capitaine dort devant le gravimètre, et avant que l'équipage ne puisse dire « Albert Einstein », ils se sont effondrés avec l'étoile à l'horizon de l'événement. Frénétiquement, ils envoient une capsule d'évacuation directement vers l'extérieur. Mais les chemins vers l'extérieur se tordent pour devenir des chemins vers l'intérieur, et la nacelle fait demi-tour et tombe vers le centre du trou noir. Ils envoient un message radio à leurs proches pour leur dire au revoir. Mais les ondes radio, comme la lumière, doivent traverser l'espace-temps, et l'espace-temps incurvé ne permet rien de sortir. Leur message final n'a toujours pas été entendu. Les événements situés à l'intérieur de l'horizon des événements ne peuvent plus jamais affecter les événements extérieurs.

Les caractéristiques d'un horizon d'événements ont d'abord été élaborées par l'astronome et mathématicien Karl Schwarzschild (Figure\(\PageIndex{4}\)). Membre de l'armée allemande pendant la Première Guerre mondiale, il est mort en 1916 d'une maladie qu'il a contractée alors qu'il effectuait des calculs d'obus d'artillerie sur le front russe. Son article sur la théorie des horizons des événements a été l'une des dernières choses qu'il a terminées alors qu'il était en train de mourir ; c'était la première solution exacte aux équations de la relativité générale d'Einstein. Le rayon de l'horizon des événements est appelé rayon de Schwarzschild dans sa mémoire.

alt — Figure\(\PageIndex{4}\) Karl Schwarzschild (1873-1916). Ce scientifique allemand a été le premier à démontrer mathématiquement qu'un trou noir est possible et à déterminer la taille de l'horizon des événements d'un trou noir non rotatif.

L'horizon de l'événement est la limite du trou noir ; les calculs montrent qu'il ne diminue pas une fois que l'étoile entière s'est effondrée à l'intérieur de celui-ci. C'est la région qui sépare les objets qui y sont piégés du reste de l'univers. Tout ce qui vient de l'extérieur est également piégé une fois qu'il entre dans l'horizon de l'événement. Il s'avère que la taille de l'horizon ne dépend que de la masse qui s'y trouve. Si le Soleil, avec sa masse de 1\(M_{\text{Sun}}\), devenait un trou noir (heureusement, il ne le peut pas, il s'agit simplement d'une expérience de réflexion), le rayon de Schwarzschild serait d'environ 3 kilomètres ; ainsi, le trou noir entier aurait environ un tiers de la taille d'une étoile à neutrons de la même masse. Nourrissez un peu le trou noir et l'horizon s'agrandira, mais pas beaucoup. En doublant la masse, le trou noir aura un rayon de 6 kilomètres, encore très petit à l'échelle cosmique.

Les horizons d'événements des trous noirs plus massifs ont des rayons plus grands. Par exemple, si un amas globulaire de 100 000 étoiles (masses solaires) pouvait s'effondrer pour former un trou noir, il aurait un rayon de 300 000 kilomètres, soit un peu moins de la moitié du rayon du Soleil. Si toute la Galaxie pouvait s'effondrer en un trou noir, elle ne ferait que quelques\(10^{12}\) kilomètres de rayon, soit environ un dixième d'année-lumière. Des masses plus petites ont des horizons proportionnellement plus petits : pour que la Terre devienne un trou noir, il faudrait la comprimer dans un rayon de seulement 1 centimètre, soit moins que la taille d'un raisin. Un astéroïde typique, s'il est écrasé à une taille suffisamment petite pour former un trou noir, aurait les dimensions d'un noyau atomique.

Exemple\(\PageIndex{1}\) : Le trou noir de la Voie lactée

La taille de l'horizon des événements d'un trou noir dépend de la masse du trou noir. Plus la masse est élevée, plus le rayon de l'horizon de l'événement est grand. Les calculs de relativité générale montrent que la formule du rayon de Schwarzschild (\(R_S\)) de l'horizon des événements est

\[R_S=\dfrac{2GM}{c^2} \label{RS}\]

où\(c\) est la vitesse de la lumière,\(G\) la constante gravitationnelle et M est la masse du trou noir. Notez que dans cette formule, 2\(G\), et\(c\) sont tous constants ; seule la masse change d'un trou noir à l'autre.

Comme nous le verrons dans le chapitre sur la Voie lactée, des astronomes ont tracé la trajectoire de plusieurs étoiles situées près du centre de notre Galaxie et ont découvert qu'elles semblaient être en orbite autour d'un objet invisible, baptisé Sgr A* (prononcé « étoile A du Sagittaire »), d'une masse d'environ 4 millions de masses solaires. Quelle est la taille de son rayon de Schwarzschild ?

Solution

Nous pouvons remplacer les données par\(G\)\(M\), et\(c\) (à partir de l'annexe E) directement dans l'équation \ ref {RS} :

\[\begin{aligned} R_S & =\dfrac{2GM}{c^2}=\dfrac{2 \left( 6.67 \times 10^{−11} \text{ N} \cdot ·\text{ m}^2/\text{kg}^2 \right) \left( 4 \times 10^6\right) \left( 1.99 \times 10^{30} \text{ kg} \right)}{ \left( 3.00 \times 10^8 \text{ m}/\text{s} \right)^2} \\ = 1.18×10^{10} \text{ m} \end{aligned} \nonumber\]

Cette distance représente environ un cinquième du rayon de l'orbite de Mercure autour du Soleil, mais l'objet contient 4 millions de masses solaires et ne peut pas être vu avec nos plus grands télescopes. Vous pouvez comprendre pourquoi les astronomes sont convaincus que cet objet est un trou noir.

Exercice\(\PageIndex{1}\)

Quelle serait la taille d'un trou noir qui ne contiendrait que la masse d'une camionnette classique (environ 3 000 kg) ? (Notez qu'un objet de si faible masse ne pourrait jamais réellement former de trou noir, mais il est intéressant de réfléchir au résultat.)

Réponse

La substitution des données dans notre équation donne

\[ \begin{aligned} R_S=\dfrac{2GM}{c^2}=\dfrac{2 \left( 6.67 \times 10^{−11} \text{ N} \cdot \text{ m}^2/\text{kg}^2 \right) \left( 3000 \text{ kg} \right)}{ \left( 3.00 \times 10^8 \text{ m}/\text{s} \right)^2}=1.33 \times 10^{−23} \text{ m.} \end{aligned} \nonumber\]

À titre de comparaison, la taille d'un proton est généralement considérée comme étant d'environ dix millions de fois plus grande.\(8 \times 10^{−16} \text{ m}\)

Un mythe du trou noir

Une grande partie du folklore moderne sur les trous noirs est trompeur. Une idée que vous avez peut-être entendue est que les trous noirs aspirent des objets avec leur gravité. En fait, ce n'est que très près d'un trou noir que les effets étranges dont nous avons parlé entrent en jeu. L'attraction gravitationnelle qui s'éloigne d'un trou noir est la même que celle de l'étoile qui s'est effondrée pour le former.

Souvenez-vous que la gravité d'une étoile située à une certaine distance agit comme si toute sa masse était concentrée en un point central, que nous appelons centre de gravité. Pour les étoiles réelles, nous imaginons simplement que toute la masse y est concentrée ; pour les trous noirs, toute la masse est réellement concentrée en un point central.

Ainsi, si vous êtes une étoile ou une planète lointaine orbitant autour d'une étoile qui devient un trou noir, votre orbite peut ne pas être affectée de manière significative par l'effondrement de l'étoile (bien qu'elle puisse être affectée par toute perte de masse précédant l'effondrement). Si, par contre, vous vous aventurez près de l'horizon des événements, il vous sera très difficile de résister à « l'attraction » de l'espace-temps déformé près du trou noir. Vous devez vous rapprocher vraiment du trou noir pour ressentir un effet significatif.

Si une autre étoile ou un vaisseau spatial devait laisser passer un ou deux rayons solaires à partir d'un trou noir, les lois de Newton seraient suffisantes pour décrire ce qui lui arriverait. Ce n'est que tout près de l'horizon des événements d'un trou noir que la gravitation est si forte que les lois de Newton s'effondrent. Le trou noir restant d'une étoile massive pénétrant dans notre quartier serait bien plus sûr pour nous que son incarnation antérieure en tant qu'étoile brillante et chaude.

GRAVITÉ ET MACHINES À REMONTER LE TEMPS

Les machines à voyager dans le temps sont l'un des appareils préférés de la science-fiction. Un tel dispositif vous permettrait de vous déplacer dans le temps à un rythme différent ou dans une direction différente de celle des autres. La relativité générale suggère qu'il est possible, en théorie, de construire une machine à voyager dans le temps en utilisant la gravité qui pourrait vous emmener dans le futur.

Imaginons un endroit où la gravité est terriblement forte, par exemple près d'un trou noir. La relativité générale prédit que plus la gravité est forte, plus le rythme du temps est lent (vu par un observateur éloigné). Imaginez donc un futur astronaute, doté d'un vaisseau spatial rapide et robuste, qui se porte volontaire pour une mission dans un environnement de gravité aussi élevé. L'astronaute part en 2222, juste après avoir obtenu son diplôme universitaire à 22 ans. Elle met, disons, exactement 10 ans pour atteindre le trou noir. Une fois sur place, elle orbite à une certaine distance, en prenant soin de ne pas se laisser entraîner.

Elle se trouve maintenant dans un royaume de haute gravité où le temps passe beaucoup plus lentement que sur Terre. Ce n'est pas seulement un effet sur le mécanisme de ses horloges : le temps lui-même passe lentement. Cela signifie que chaque façon dont elle mesure le temps donnera la même lecture ralentie par rapport au temps qui passe sur Terre. Son cœur battra plus lentement, ses cheveux pousseront plus lentement, sa montre ancienne tira plus lentement, etc. Elle n'est pas consciente de ce ralentissement parce que toutes ses lectures du temps, qu'elles soient faites par ses propres fonctions corporelles ou à l'aide d'un équipement mécanique, mesurent le même temps, plus lentement. Pendant ce temps, de retour sur Terre, le temps passe comme toujours.

Notre astronaute sort maintenant de la région du trou noir, sa mission d'exploration terminée, et revient sur Terre. Avant de partir, elle note attentivement que (selon ses montres) elle a passé environ 2 semaines autour du trou noir. Elle met alors exactement 10 ans pour revenir sur Terre. Ses calculs lui indiquent que puisqu'elle avait 22 ans lorsqu'elle a quitté la Terre, elle aura 42 ans plus 2 semaines à son retour. Donc, l'année sur Terre, pense-t-elle, devrait être 2242, et ses camarades de classe devraient maintenant aborder leurs crises de la quarantaine.

Mais notre astronaute aurait dû faire plus attention dans son cours d'astronomie ! Comme le temps s'est ralenti près du trou noir, beaucoup moins de temps s'est écoulé pour elle que pour les habitants de la Terre. Alors que ses horloges mesuraient 2 semaines passées près du trou noir, plus de 2 000 semaines (selon la distance parcourue) auraient bien pu s'écouler sur Terre. Cela équivaut à 40 ans, ce qui signifie que ses camarades de classe seront des personnes âgées de 80 ans à son retour (à peine âgée de 42 ans). Sur Terre, ce ne sera pas 2242, mais 2282, et elle dira qu'elle est arrivée dans le futur.

Ce scénario est-il réel ? Eh bien, cela comporte quelques défis pratiques : nous ne pensons pas qu'aucun trou noir soit assez proche pour être atteint en 10 ans, et nous ne pensons pas qu'aucun vaisseau spatial ou humain puisse survivre à proximité d'un trou noir. Mais le point clé concernant le ralentissement du temps est une conséquence naturelle de la théorie générale de la relativité d'Einstein, et nous avons vu que ses prédictions ont été confirmées expérience après expérience.

Ces développements dans la compréhension de la science sont également une source d'inspiration pour les auteurs de science-fiction. Récemment, le film Interstellar mettait en scène le protagoniste voyageant près d'un énorme trou noir ; le retard qui en a résulté dans son vieillissement par rapport à sa famille terrestre est un élément clé de l'intrigue.

Les romans de science-fiction, tels que Gateway de Frederik Pohl et A World out of Time de Larry Niven, utilisent également le ralentissement du temps à proximité des trous noirs comme des tournants majeurs de l'histoire. Pour une liste d'histoires de science-fiction basées sur une bonne astronomie, rendez-vous sur www.astrosociety.org/scifi.

Un voyage dans un trou noir

Le fait que les scientifiques ne puissent pas voir à l'intérieur des trous noirs ne les a pas empêchés d'essayer de calculer à quoi ils ressemblent. L'une des premières choses que ces calculs ont montré est que la formation d'un trou noir efface presque toutes les informations concernant l'étoile qui s'est effondrée pour la former. Les physiciens aiment dire que « les trous noirs n'ont pas de poils », ce qui signifie que rien ne sort d'un trou noir pour nous donner des indices sur le type d'étoile qui l'a produit ou sur la matière qui est tombée à l'intérieur. Les seules informations qu'un trou noir peut révéler sur lui-même sont sa masse, son spin (rotation) et s'il possède une charge électrique.

Qu'arrive-t-il à l'effondrement du noyau étoilé qui a créé le trou noir ? Nos meilleurs calculs prédisent que le matériau continuera de s'effondrer sous son propre poids, formant un point de squozen infini, un lieu de volume nul et de densité infinie, auquel nous donnons le nom de singularité. À la singularité, l'espace-temps cesse d'exister. Les lois de la physique telles que nous les connaissons s'effondrent. Nous n'avons pas encore la compréhension physique ou les outils mathématiques nécessaires pour décrire la singularité elle-même, ou même si des singularités se produisent réellement. De l'extérieur, cependant, la structure complète d'un trou noir de base (qui ne tourne pas) peut être décrite comme une singularité entourée d'un horizon d'événements. Comparés aux humains, les trous noirs sont vraiment des objets très simples.

Les scientifiques ont également calculé ce qui se passerait si un astronaute tombait dans un trou noir. Prenons une position d'observation à une longue distance sûre de l'horizon de l'événement et regardons cet astronaute tomber vers celui-ci. Au début, il s'éloigne de nous, se déplaçant de plus en plus vite, comme s'il s'approchait d'une étoile massive. Cependant, à mesure qu'il approche de l'horizon événementiel du trou noir, les choses changent. Le puissant champ gravitationnel qui entoure le trou noir ralentira ses horloges, vu de l'extérieur.

Si, à l'approche de l'horizon des événements, il envoie un signal une fois par seconde selon son horloge, nous verrons l'espacement entre ses signaux s'allonger de plus en plus jusqu'à devenir infiniment long lorsqu'il atteindra l'horizon des événements. (En nous souvenant de notre discussion sur le décalage gravitationnel vers le rouge, nous pourrions dire que si l'astronaute qui tombe utilise une lumière bleue pour envoyer ses signaux à chaque seconde, nous verrons la lumière devenir de plus en plus rouge jusqu'à ce que sa longueur d'onde soit presque infinie.) À mesure que l'écart entre les tic-tac des horloges approche de l'infini, il nous semble que l'astronaute s'arrête lentement, figé dans le temps à l'horizon de l'événement.

De la même manière, toute matière qui tombe dans un trou noir apparaîtra également à un observateur extérieur comme s'arrêtant à l'horizon de l'événement, gelée sur place et mettant un temps infini à le traverser. Mais ne pensez pas que la matière qui tombe dans un trou noir sera donc facilement visible à l'horizon de l'événement. L'énorme décalage vers le rouge rendra très difficile l'observation des radiations provenant des victimes « gelées » du trou noir.

Mais ce n'est que de cette façon que nous, situés loin du trou noir, voyons les choses. Pour l'astronaute, son temps passe à son rythme normal et il passe directement à travers l'horizon des événements pour se retrouver dans le trou noir. (N'oubliez pas que cet horizon n'est pas une barrière physique, mais seulement une région de l'espace où la courbure de l'espace-temps rend impossible toute évasion.)

Vous avez peut-être du mal à penser que vous (regardez de loin) et l'astronaute (qui tombe dedans) avez des idées si différentes de ce qui s'est passé. C'est la raison pour laquelle les idées d'Einstein sur l'espace et le temps sont appelées théories de la relativité. Ce que chaque observateur mesure sur le monde dépend (est relatif) de son cadre de référence. L'observateur en situation de forte gravité mesure le temps et l'espace différemment de celui qui est assis dans une situation de gravité plus faible. Quand Einstein a proposé ces idées, de nombreux scientifiques ont également eu du mal à croire que deux points de vue aussi différents sur le même événement pouvaient être corrects, chacun dans son propre « monde », et ils ont essayé de trouver une erreur dans les calculs. Il n'y a pas eu d'erreur : l'astronaute et nous allions vraiment le voir tomber dans un trou noir de manière très différente.

Pour l'astronaute, il n'y a pas de retour en arrière. Une fois dans l'horizon de l'événement, l'astronaute, ainsi que tous les signaux provenant de son émetteur radio, resteront à jamais cachés de l'univers extérieur. Il n'aura cependant pas beaucoup de temps (de son point de vue) pour s'apitoyer sur son sort à l'approche du trou noir. Supposons qu'il tombe pieds le premier. La force de gravité que la singularité exerce sur ses pieds est plus grande que sur sa tête, il sera donc légèrement étiré. Comme la singularité est un point, le côté gauche de son corps sera légèrement tiré vers la droite, et le côté droit légèrement vers la gauche, rapprochant chaque côté de la singularité. L'astronaute sera donc légèrement pressé dans un sens et étiré dans l'autre. Certains scientifiques aiment appeler ce processus d'étirement et de rétrécissement la spaghettification. Le moment où l'astronaute devient si tendu qu'il meurt dépend de la taille du trou noir. Pour les trous noirs dont la masse est des milliards de fois supérieure à celle du Soleil, tels que ceux que l'on trouve au centre des galaxies, la spaghettification ne devient significative que lorsque l'astronaute a franchi l'horizon de l'événement. Pour les trous noirs d'une masse de quelques masses solaires, l'astronaute sera étiré et déchiré avant même d'atteindre l'horizon de l'événement.

La Terre exerce des forces de marée similaires sur un astronaute qui effectue une sortie dans l'espace. Dans le cas de la Terre, les forces de marée sont si faibles qu'elles ne constituent aucune menace pour la santé et la sécurité de l'astronaute. Ce n'est pas le cas dans le cas d'un trou noir. Tôt ou tard, à mesure que l'astronaute s'approche du trou noir, les forces de marée deviendront si fortes que l'astronaute sera déchiré, finalement réduit à un ensemble d'atomes individuels qui continueront leur inexorable chute dans la singularité.

D'après la discussion précédente, vous conviendrez probablement que sauter dans un trou noir est définitivement une expérience unique ! Vous pouvez voir une explication captivante de la mort par trou noir de Neil deGrasse Tyson, dans laquelle il explique l'effet des forces de marée sur le corps humain jusqu'à ce qu'il meure par spaghettification.

Une explication similaire peut être vue dans cet extrait vidéo de Discovery Channel.

Concepts clés et résumé

La théorie suggère que les étoiles dont le noyau stellaire est plus de trois fois plus massif que le Soleil au moment où elles épuisent leur combustible nucléaire s'effondreront pour devenir des trous noirs. La surface entourant un trou noir, où la vitesse d'échappement est égale à la vitesse de la lumière, est appelée horizon des événements, et le rayon de la surface est appelé rayon de Schwarzschild. Rien, pas même la lumière, ne peut s'échapper du trou noir à travers l'horizon des événements. En son centre, chaque trou noir est censé avoir une singularité, un point de densité infinie et de volume nul. La matière qui tombe dans un trou noir semble, vue par un observateur extérieur, se figer à l'horizon de l'événement. Cependant, si nous devions nous contenter de l'infaillible, nous passerions par l'horizon des événements. À mesure que nous approchons de la singularité, les forces des marées déchirent notre corps avant même que nous n'atteignions la singularité.

Lexique

trou noir: une région de l'espace-temps où la gravité est si forte que rien, pas même la lumière, ne peut s'échapper

horizon de l'événement: une limite dans l'espace-temps telle que les événements à l'intérieur de cette limite ne puissent avoir aucun effet sur le monde extérieur, c'est-à-dire la limite de la région autour d'un trou noir où la courbure de l'espace-temps ne fournit plus aucune issue

singularité: le point de volume nul et de densité infinie auquel tout objet qui devient un trou noir doit s'effondrer, selon la théorie de la relativité générale