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    Image simulée d’un trou noir stellaire situé à quelques dizaines de kilomètres d’un observateur et dont l’image se dessine sur la voûte céleste dans la direction du Grand Nuage de Magellan. L’image de celui-ci apparaît dédoublée sous la forme de deux arcs de cercle, en raison de l’effet de lentille gravitationnel fort.    - Wikipedia.
     

    Un trou noir est le résultat de l'effondrement d'une étoile énorme, dont le gigantisme et la densité ont atteint une telle proportion qu'il ne lui a plus été possible de se supporter elle-même : l'effondrement a donné naissance à un résidu EXTREMEMENT massif, bien au-delà de votre imagination ; la force de gravité est alors si intense qu’elle attire et empêche toute forme de matière ou de rayonnement, y compris la lumière, de s’en échapper. Ce phénomène inouï provoque des perturbations de l'espace et du temps, une notion irrationnelle en apparence, mais pourtant aujourd'hui observée et appréhendée (pas encore totalement expliquée) par la science physique.

     

    « Dans ces conditions extrêmes, la physique de Newton ne donne pas de résultats fiables. Il faut faire appel à la relativité générale pour décrire l'astre qui se forme. (…). L'étoile est désormais impossible à observer, elle ne se manifeste plus que par d'intenses perturbations de l'espace-temps dans son voisinage. L'étoile est devenue un trou noir. »Astronomes.com

     

     

     

    Autour d'un trou noir

    Prenons l'image d'un tissu élastique comme représentation de l'espace. Le trou noir correspond alors à une bille si lourde qu'elle s'enfonce profondément dans le tissu jusqu'à disparaître. La bille est désormais invisible et uniquement détectable par la présence d'un trou dans le tissu élastique. De la même façon, il est impossible de voir un trou noir, mais on peut le deviner par la présence d'une importante distorsion de l'espace et du temps dans son voisinage.

     

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    Distorsion de l'espace-temps

    Les propriétés les plus étonnantes sont celles qui concernent la distorsion du temps près d'un trou noir. La science physique démontre aujourd'hui que le temps s'écoule plus lentement dans un champ de gravité fort. C'est dans le cas extrême d'un trou noir que ce genre d'effet est particulièrement spectaculaire. Imaginez-vous en train d'observer au loin un ami suffisamment intrépide pour vouloir plonger dans un trou noir. Au fur et à mesure qu'il va s'approcher de celui-ci, vous verrez sa montre tourner de plus en plus lentement. Le déplacement de l'aiguille correspondant à une seconde prendra de plus en plus de temps, une minute, une heure, une journée. Au moment où il atteindra le rayon dit "de Schwarzschild", ce mouvement prendra un temps infini. L'image de votre ami restera figée pour l'éternité.

    Pour lui, par contre, la situation sera inversée. Quand il lira l'heure sur sa montre, il ne remarquera rien de spécial. Mais c'est en regardant la vôtre qu'il sera surpris. Il verra tourner l'aiguille de plus en plus rapidement, un tour sera accompli en une seconde, une milliseconde, une microseconde. Il observera bientôt la vie des étoiles se dérouler en une fraction de seconde, puis, en atteignant finalement le rayon de Schwarzschild, il pourra observer toute l'histoire future de notre univers. Un tel voyage est un "aller-simple", la frontière définie par le rayon de Schwarzschild ne laisse passer que dans un sens.

    La description ci-dessus n'est pas tout à fait correcte. Un trou noir vu de l'extérieur n'est pas une collection d'images d'astronautes terrifiés. En fait, un autre effet vient se superposer à la décélération du temps. Comme nous l'avons vu, la lumière est affectée par la présence de la gravité à travers l'effet Einstein. Plus le champ gravitationnel de l'astre est fort, plus les photons, ces petites particules de lumière, qui s'en échappent sont affaiblis et décalés vers de plus grandes longueurs d'onde. Ainsi lorsque votre ami se rapproche du rayon de Schwarzschild, les photons constituant son image deviennent moins énergétiques. Ils sont d'abord décalés vers le rouge, puis sortent du domaine visible. Son image, au lieu de rester suspendue, va peu à peu disparaître et laisser place à un noir plus caractéristique de l'objet central.

    Notons un dernier effet qui va se révéler dramatique, l'entrée en jeu des forces de marée. En effet, il est peu probable que votre ami ait le loisir de vous observer très longtemps. L'intensité du champ gravitationnel est énorme, mais ses variations avec la distance le sont également. Imaginons que votre ami tombe les pieds en premier vers le trou noir. Le champ de gravité, qui diminue avec la distance, sera plus fort au niveau des pieds qu'au niveau de la tête. Cela signifie que les pieds de votre ami seront plus accélérés que sa tête. Par conséquent, son corps va être étiré dans le sens de la longueur, d'abord légèrement puis de plus en plus fort, avec les conséquences fatales que l'on peut craindre.


    Les trous noirs en rotation

    D'autres phénomènes fascinants se produisent lorsque le trou noir est en rotation, ce qui est probablement le cas la plupart du temps. La solution des équations de la relativité générale dans ce cas n'a été trouvée que dans les années 1960, une preuve de plus de la complexité des équations d'Einstein. L'une des caractéristiques de ce cas est que la singularité centrale n'est plus ponctuelle mais prend la forme d'un anneau. Une autre est l'effet d'entraînement sur l'espace-temps.

    En effet, l'influence du trou noir sur la géométrie de l'espace-temps est très forte. La rotation de l'astre doit donc se répercuter sur cette géométrie, mais également sur le mouvement des corps passant à proximité. Ainsi, un observateur immobile à proximité de l'astre va se mettre à légèrement dériver dans le sens de la rotation. Il peut très facilement contrer ce mouvement en se déplaçant lui-même. Mais en se rapprochant du trou noir, il va entrer dans une région, appelée l'ergosphère, dans laquelle il est impossible de rester au repos. Malgré ses efforts pour résister, notre observateur va être entraîné par la rotation de l'espace-temps, un peu comme un bateau qui se serait trop approché d'un tourbillon. Cela ne signifie pas pour autant qu'il aille tomber dans le trou noir. L'ergosphère est une région dont on peut s'échapper, à condition toutefois de prendre garde de ne pas atteindre le rayon de Schwartzschild.


    Trou noir et information

    Notons encore une propriété remarquable des trous noirs. Contrairement à tous les autres corps de l'univers, ces astres peuvent être complètement décrits à l'aide d'un très petit nombre de paramètres. Il suffit de connaître leur masse, leur moment angulaire, qui caractérise la rotation, et leur charge électrique. Cette simplicité est à comparer avec une description complète d'une étoile normale qui devrait prendre en compte toutes les particules mises en jeu, leur nature, leur position ou leur énergie, et nécessiterait ainsi un nombre invraisemblable de données. Au contraire, toute l'information sur un trou noir est contenue dans trois paramètres. La raison en est simple : lorsque l'étoile s'écroule sur elle-même, toute l'information sur ses particules disparaît à l'intérieur du rayon de Schwartzschild. Elle est donc perdue pour le monde extérieur. Le trou noir apparaît alors comme une simple déformation de l'espace-temps, que trois nombres suffisent à définir.


    Astronomes.com

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    Grâce à des modèles numériques inédits, Alain Riazuelo, astrophysicien à l´Institut d´astrophysique de Paris, nous propose de voyager jusqu'à un trou noir à la vitesse de la lumière. Un document sobre et interpellant.

    fleche-article3   Voyage au cœur d'un trou noir (37 min.) : pop-up (sans pub), onglet

     

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    Simulation par la NASA d'une étoile phagocytée par un trou noir :

    fleche-article3    Black hole eats star (2011, 25 sec.) : pop-up (sans pub), onglet

     

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    Enfin, une synthèse plutôt complète et enrichissante du phénomène :

    fleche-article3    Monster black hole (2007, 50 min.) : pop-up (sans pub), onglet

     

     

    Les trous noirs en rotation

    D'autres phénomènes fascinants se produisent lorsque le trou noir est en rotation, ce qui est probablement le cas la plupart du temps. La solution des équations de la relativité générale dans ce cas n'a été trouvée que dans les années 1960, une preuve de plus de la complexité des équations d'Einstein. L'une des caractéristiques de ce cas est que la singularité centrale n'est plus ponctuelle mais prend la forme d'un anneau. Une autre est l'effet d'entraînement sur l'espace-temps.

    En effet, l'influence du trou noir sur la géométrie de l'espace-temps est très forte. La rotation de l'astre doit donc se répercuter sur cette géométrie, mais également sur le mouvement des corps passant à proximité. Ainsi, un observateur immobile à proximité de l'astre va se mettre à légèrement dériver dans le sens de la rotation. Il peut très facilement contrer ce mouvement en se déplaçant lui-même. Mais en se rapprochant du trou noir, il va entrer dans une région, appelée l'ergosphère, dans laquelle il est impossible de rester au repos. Malgré ses efforts pour résister, notre observateur va être entraîné par la rotation de l'espace-temps, un peu comme un bateau qui se serait trop approché d'un tourbillon. Cela ne signifie pas pour autant qu'il aille tomber dans le trou noir. L'ergosphère est une région dont on peut s'échapper, à condition toutefois de prendre garde de ne pas atteindre le rayon de Schwartzschild.

    Trou noir et information

    Notons encore une propriété remarquable des trous noirs. Contrairement à tous les autres corps de l'univers, ces astres peuvent être complètement décrits à l'aide d'un très petit nombre de paramètres. Il suffit de connaître leur masse, leur moment angulaire, qui caractérise la rotation, et leur charge électrique. Cette simplicité est à comparer avec une description complète d'une étoile normale qui devrait prendre en compte toutes les particules mises en jeu, leur nature, leur position ou leur énergie, et nécessiterait ainsi un nombre invraisemblable de données. Au contraire, toute l'information sur un trou noir est contenue dans trois paramètres. La raison en est simple : lorsque l'étoile s'écroule sur elle-même, toute l'information sur ses particules disparaît à l'intérieur du rayon de Schwartzschild. Elle est donc perdue pour le monde extérieur. Le trou noir apparaît alors comme une simple déformation de l'espace-temps, que trois nombres suffisent à définir.


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    Une introduction à l'astronomie et à l'astrophysique en dix chapitres, un blog et une carte du ciel. Par Olivier Esslinger, Docteur en astrophysique.

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