24.6 : Preuves de trous noirs

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Objectifs d'apprentissage

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

Décrivez ce qu'il faut rechercher lors de la recherche et de la confirmation de la présence d'un trou noir stellaire
Expliquez comment un trou noir est intrinsèquement noir tout en pouvant être associé à de la matière lumineuse
Faites la différence entre les trous noirs stellaires et les trous noirs situés au centre des galaxies

La théorie nous dit à quoi ressemblent les trous noirs. Mais existent-ils réellement ? Et comment s'y prendre pour trouver quelque chose qui se trouve à de nombreuses années-lumière, à seulement quelques dizaines de kilomètres de diamètre (s'il s'agit d'un trou noir stellaire) et complètement noir ? Il s'avère que l'astuce n'est pas de chercher le trou noir lui-même, mais plutôt de rechercher ce qu'il fait à une étoile compagne proche.

Comme nous l'avons vu, lorsque des étoiles très massives s'effondrent, elles laissent derrière elles leur influence gravitationnelle. Et si un membre d'un système à deux étoiles devenait un trou noir et que son compagnon parvenait à survivre à la mort de l'étoile massive ? Alors que le trou noir disparaît de notre champ de vision, nous pouvons peut-être en déduire sa présence à partir de ce qu'il fait à son compagnon.

Exigences relatives à un trou noir

Voici donc une prescription pour trouver un trou noir : commencez par rechercher une étoile dont le mouvement (déterminé à partir du décalage Doppler de ses raies spectrales) indique qu'elle fait partie d'un système stellaire binaire. Si les deux étoiles sont visibles, aucune ne peut être un trou noir. Concentrez-vous donc uniquement sur les systèmes où une seule étoile de la paire est visible, même avec nos télescopes les plus sensibles.

Cependant, être invisible ne suffit pas, car une étoile relativement faible peut être difficile à voir à côté de l'éblouissement d'un compagnon brillant ou si elle est enveloppée de poussière. Et même si l'étoile est vraiment invisible, il peut s'agir d'une étoile à neutrons. Par conséquent, nous devons également avoir la preuve que l'étoile invisible a une masse trop élevée pour être une étoile à neutrons et qu'il s'agit d'un objet effondré, d'un vestige stellaire extrêmement petit.

Nous pouvons utiliser la loi de Kepler (voir Orbites et gravité) et notre connaissance de l'étoile visible pour mesurer la masse du membre invisible de la paire. Si la masse est supérieure à environ 3\(M_{\text{Sun}}\), il est probable que nous voyions (ou, plus précisément, que nous ne voyions pas) un trou noir, à condition de pouvoir nous assurer que l'objet est bien une étoile effondrée.

Si de la matière tombe vers un objet compact de haute gravité, le matériau est accéléré à grande vitesse. Près de l'horizon des événements d'un trou noir, la matière se déplace à des vitesses proches de la vitesse de la lumière. Lorsque les atomes tourbillonnent de façon chaotique vers l'horizon de l'événement, ils se frottent les uns contre les autres ; la friction interne peut les chauffer à des températures de 100 millions de K ou plus. Cette matière chaude émet des radiations sous forme de rayons X scintillants. La dernière partie de notre prescription consiste donc à rechercher une source de rayons X associée au système binaire. Comme les rayons X ne pénètrent pas dans l'atmosphère terrestre, ces sources doivent être détectées à l'aide de télescopes à rayons X dans l'espace.

Dans notre exemple, le gaz entrant qui produit l'émission de rayons X provient de l'étoile compagne du trou noir. Comme nous l'avons vu dans The Death of Stars, les étoiles de systèmes binaires proches peuvent échanger de la masse, d'autant plus que l'un des membres se transforme en une géante rouge. Supposons qu'une étoile d'un système à deux étoiles ait évolué vers un trou noir et que la deuxième étoile commence à s'étendre. Si les deux étoiles ne sont pas trop éloignées l'une de l'autre, les couches extérieures de l'étoile en expansion peuvent atteindre le point où le trou noir exerce plus de force gravitationnelle sur elles que ne le font les couches internes de la géante rouge à laquelle appartient l'atmosphère. L'atmosphère extérieure passe ensuite par le point de non-retour entre les étoiles et tombe vers le trou noir.

La révolution mutuelle de l'étoile géante et du trou noir fait que la matière qui tombe vers le trou noir tourne en spirale autour de celui-ci au lieu de s'y écouler directement. Le gaz qui tombe tourbillonne autour du trou noir sous la forme d'une galette de matière appelée disque d'accrétion. C'est dans la partie interne de ce disque que la matière tourne autour du trou noir si rapidement que la friction interne le réchauffe jusqu'à des températures d'émission de rayons X (voir la vignette du chapitre).

Une autre façon de former un disque d'accrétion dans un système stellaire binaire est de faire en sorte qu'un puissant vent stellaire provienne du compagnon du trou noir. De tels vents sont caractéristiques de plusieurs étapes de la vie d'une étoile. Une partie du gaz éjecté par le vent s'écoulera alors suffisamment près du trou noir pour être captée par celui-ci dans le disque (Figure\(\PageIndex{1}\)).

alt — Figure\(\PageIndex{1}\) : Trou noir binaire. Cette interprétation de l'artiste montre un trou noir et une étoile (rouge). Lorsque la matière s'écoule de l'étoile, elle forme un disque autour du trou noir. Une partie du matériau tourbillonnant à proximité du trou noir est poussée vers l'extérieur, perpendiculairement au disque, par deux jets étroits.

Il convient de souligner que, comme cela arrive souvent, les mesures dont nous avons parlé ne sont pas aussi simples que celles décrites dans les manuels d'introduction. Dans la vie réelle, la loi de Kepler nous permet de calculer uniquement la masse combinée des deux étoiles dans le système binaire. Nous devons en apprendre davantage sur l'étoile visible de la paire et son histoire afin de déterminer la distance par rapport à la paire binaire, la taille réelle de l'orbite de l'étoile visible et la façon dont l'orbite des deux étoiles est inclinée vers la Terre, ce que nous pouvons rarement mesurer. Les étoiles à neutrons peuvent également avoir des disques d'accrétion qui produisent des rayons X. Les astronomes doivent donc étudier attentivement les propriétés de ces rayons X lorsqu'ils essaient de déterminer quel type d'objet se trouve au centre du disque. Néanmoins, un certain nombre de systèmes contenant clairement des trous noirs ont maintenant été découverts.

La découverte de trous noirs de masse stellaire

Comme les rayons X sont des traceurs importants des trous noirs qui amènent certains de leurs compagnons stellaires à déjeuner, la recherche de trous noirs a dû attendre le lancement de télescopes à rayons X sophistiqués dans l'espace. Ces instruments doivent avoir la résolution nécessaire pour localiser les sources de rayons X avec précision et nous permettre ainsi de les adapter aux positions des systèmes stellaires binaires.

Le premier système binaire de trous noirs découvert s'appelle Cygnus X-1 (voir la vignette du chapitre). Dans ce système binaire, l'étoile visible est de type spectral O. Les mesures des déplacements Doppler des raies spectrales de l'étoile O montrent qu'elle a un compagnon invisible. Les rayons X qui en émanent indiquent fortement que le compagnon est un petit objet effondré. La masse du compagnon invisible effondré est environ 15 fois supérieure à celle du Soleil. La compagne est donc trop massive pour être soit une naine blanche, soit une étoile à neutrons.

Un certain nombre d'autres systèmes binaires répondent également à toutes les conditions pour contenir un trou noir. Le tableau\(\PageIndex{1}\) répertorie les caractéristiques de certains des meilleurs exemples.

Tableau\(\PageIndex{1}\) : Quelques trous noirs candidats dans les systèmes stellaires binaires
Nom/Désignation du catalogue ¹	Type spectral d'étoile compagnon	Période orbitale (jours)	Estimations de la masse des trous noirs (\(M_{\text{Sun}}\))
LMC X-1	O géant	3.9	\ (M_ {\ text {Soleil}} \)) » style="vertical-align:middle ; « >10,9
Cygnus X-1	Oh supergéante	5.6	\ (M_ {\ text {Soleil}} \)) » style="vertical-align:middle ; « >15
XTE J1819.3-254 (V4641 Sgr)	Par un géant	2,8	\ (M_ {\ text {Soleil}} \)) » style="vertical-align:middle ; « >6—7
LMC X-3	Séquence principale B	1,7	\ (M_ {\ text {Soleil}} \)) » style="vertical-align:middle ; « >7
4U1543-475 (UL)	Une séquence principale	1.1	\ (M_ {\ text {Soleil}} \)) » style="vertical-align:middle ; « >9
GRO J1655-40 (V1033 Sco)	Sous-géante F	2.6	\ (M_ {\ text {Soleil}} \)) » style="vertical-align:middle ; « >7
GRS 1915+105	Géant K	33,5	\ (M_ {\ text {Soleil}} \)) » style="vertical-align:middle ; « >14
GS202+1338 (V404 Cyg)	Géant K	6,5	\ (M_ {\ text {Soleil}} \)) » style="vertical-align:middle ; « >12
XTE J1550-564	Géant K	1,5	\ (M_ {\ text {Soleil}} \)) » style="vertical-align:middle ; « >11
A0620-00 (V616 Mon)	Séquence principale K	0,33	\ (M_ {\ text {Soleil}} \)) » style="vertical-align:middle ; « >9—13
H1705-250 (Nova Oph 1977)	Séquence principale K	0,52	\ (M_ {\ text {Sun}} \)) » style="vertical-align:middle ; « >5—7
GRS1124-683 (Nova Mus 1991)	Séquence principale K	0,43	\ (M_ {\ text {Soleil}} \)) » style="vertical-align:middle ; « >7
GS2000+25 (QZ Vul)	Séquence principale K	0,35	\ (M_ {\ text {Sun}} \)) » style="vertical-align:middle ; « >5—10
GRS1009-45 (Nouvelle version 1993)	Nain K	0,29	\ (M_ {\ text {Sun}} \)) » style="vertical-align:middle ; « >8—9
XTE J1118+480	Nain K	0,17	\ (M_ {\ text {Soleil}} \)) » style="vertical-align:middle ; « >7
XTE J1859+226	Nain K	0,38	\ (M_ {\ text {Sun}} \)) » style="vertical-align:middle ; « >5.4
GRO J0422+32	Mon nain	0,21	\ (M_ {\ text {Soleil}} \)) » style="vertical-align:middle ; « >4

Nourrir un trou noir

Une fois qu'une étoile isolée, ou même une étoile d'un système binaire, est devenue un trou noir, elle ne pourra probablement pas grossir beaucoup. Dans les régions suburbaines de la Voie lactée où nous vivons (voir La Voie lactée), les étoiles et les systèmes stellaires sont bien trop éloignés les uns des autres pour que d'autres étoiles puissent « nourrir » un trou noir affamé. Après tout, la matière doit s'approcher très près de l'horizon de l'événement avant que la gravité ne soit différente de celle de l'étoile avant qu'elle ne devienne le trou noir.

Mais, comme on le verra, les régions centrales des galaxies sont très différentes de leurs parties extérieures. Ici, les étoiles et la matière première peuvent être très entassées et interagir beaucoup plus fréquemment les unes avec les autres. Par conséquent, les trous noirs situés au centre des galaxies peuvent avoir de bien meilleures chances de trouver une masse suffisamment proche de leur horizon d'événements pour s'y attirer. Les trous noirs ne sont pas particulièrement attentifs à ce qu'ils « mangent » : ils sont heureux de consommer d'autres étoiles, des astéroïdes, du gaz, de la poussière et même d'autres trous noirs. (Si deux trous noirs fusionnent, vous obtenez simplement un trou noir avec plus de masse et un horizon d'événements plus large.)

En conséquence, les trous noirs dans les régions surpeuplées peuvent se développer et engloutir des milliers, voire des millions de fois la masse du Soleil. Les observations au sol ont fourni des preuves irréfutables de la présence d'un trou noir au centre de notre galaxie dont la masse est environ 4 millions de fois supérieure à celle du Soleil (nous en parlerons plus en détail dans le chapitre sur la Voie lactée). Les observations effectuées avec le télescope spatial Hubble ont mis en évidence de façon spectaculaire l'existence de trous noirs au centre de nombreuses autres galaxies. Ces trous noirs peuvent contenir plus d'un milliard de masses solaires. La frénésie alimentaire de ces trous noirs supermassifs est peut-être à l'origine de certains des phénomènes les plus énergétiques de l'univers (voir Galaxies actives, quasars et trous noirs supermassifs). De plus, des observations radiographiques plus récentes commencent également à indiquer l'existence de trous noirs de « poids moyen », dont la masse est des dizaines à des milliers de fois supérieure à celle du Soleil. Les régions intérieures surpeuplées des amas globulaires que nous avons décrits dans Stars from Adolescence to Old Age sont peut-être les lieux de reproduction idéaux pour de tels trous noirs de masse intermédiaire.

Au cours des dernières décennies, de nombreuses observations, notamment avec le télescope spatial Hubble et les satellites à rayons X, ont été effectuées et ne peuvent être expliquées que si des trous noirs existent réellement. De plus, les tests d'observation de la théorie générale de la relativité d'Einstein ont convaincu même les scientifiques les plus sceptiques que son image d'un espace-temps déformé ou incurvé est en fait notre meilleure description des effets de la gravité à proximité de ces trous noirs.

Résumé

La meilleure preuve de la présence de trous noirs de masse stellaire provient de systèmes stellaires binaires dans lesquels (1) une étoile de la paire n'est pas visible, (2) l'émission de rayons X vacillants est caractéristique d'un disque d'accrétion autour d'un objet compact, et (3) l'orbite et les caractéristiques de l'étoile visible indiquent que la masse de son le compagnon invisible est supérieur à 3\(M_{\text{Sun}}\). Un certain nombre de systèmes présentant ces caractéristiques ont été découverts. Des trous noirs d'une masse de millions à des milliards de masses solaires se trouvent au centre des grandes galaxies.

Notes

¹ Comme vous pouvez le constater, il n'existe pas de méthode standard pour nommer ces candidats. La chaîne de chiffres indique l'emplacement de la source dans l'ascension et la déclinaison droites (système de longitude et de latitude du ciel) ; certaines des lettres qui précèdent les chiffres font référence à des objets (par exemple, LMC) et à des constellations (par exemple, Cygne), tandis que d'autres lettres font référence au satellite qui a découvert le candidat — pour Ariel, G pour Ginga, et ainsi de suite. Les notations entre parenthèses sont celles utilisées par les astronomes qui étudient les systèmes stellaires binaires ou les novae.

Lexique

disque d'accrétion: le disque de gaz et de poussière découvert en orbite autour d'étoiles naissantes, ainsi que des vestiges stellaires compacts tels que des naines blanches, des étoiles à neutrons et des trous noirs lorsqu'ils se trouvent dans des systèmes binaires et sont suffisamment proches de leurs compagnons binaires pour en extraire de la matière