Notes sur la fin des étoiles en astronomie: le trou noir - l'espace - le temps, Notes de Astronomie
Caroline_lez
Caroline_lez10 January 2014

Notes sur la fin des étoiles en astronomie: le trou noir - l'espace - le temps, Notes de Astronomie

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Notes d'astronomie sur la fin des étoiles en astronomie: le trou noir - l'espace - le temps. Les principaux thèmes abordés sont les suivants: Distorsion de l'espace-temps, Les trous noirs en rotation, Trou noir et inform...
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La fin des étoiles en astronomie : Trou

noir - Espace - Temps

Reprenons l'image d'un tissu élastique comme représentation de l'espace en relativité. 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.

Distorsion de l'espace-temps

Les propriétés les plus étonnantes sont celles qui concernent la distorsion du temps près d'un

trou noir. Comme nous l'avons vu, le temps s'écoule plus lentement dans un champ

gravitationnel 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 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. Il n'est pas utile de préciser qu'il n'y a pas de billet retour pour

un tel voyage. 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

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.

Vue d'artiste de la mort d'une étoile qui se rapprocherait trop d'un trou noir. Les forces de marée

produites par le trou noir sont capables de déformer l'étoile jusqu'à ce qu'elle se désagrège et libère le

gaz qui la composait. Ce phénomène n'est pas purement théorique, il a été observé dans les rayons X

par les satellites XMM et Chandra en 2004 au centre de la galaxie RXJ1242-11. Crédit : ESA/S.

Komossa

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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