Toutes les étoiles sont comme nous : elles naissent, vivent et meurent

Le diagramme espace-temps est une façon simple de représenter un continuum espace-temps comme celui dans lequel nous vivons. On se limite en général à une seule dimension d'espace pour simplifier.

b) Le diagramme espace-temps de Penrose

Celui-ci est du au physicien anglais Roger Penrose. Il s'agit d'un diagramme espace-temps que l'on a fermé (au sens mathématique) en "ramenant" les infinis sur des droites.

Un tel diagramme n'a pas pour but de représenter exactement l'univers, mais simplement d'indiquer des relations causales. Voici un tel diagramme, toujours avec une seule dimension d'espace.

Un résultat remarquable de la Relativité Générale, c'est que le temps propre s'écoule d'autant plus lentement que le champ gravitationnel local est élevé. Ainsi, pour un observateur extérieur, le temps apparent d'un objet distant placé dans un champ gravitationnel ralentit au fur et à mesure qu’il se rapproche de l’origine de ce champ: une horloge placée à proximité d'un trou noir voit son temps propre ralentir, et l'observateur placé au loin la voit retarder.

Ce phénomène va avoir pour conséquence de ralentir la fréquence d'une onde lumineuse émise par un objet pris dans un champ de gravitation ; en d'autres termes de décaler vers les grandes longueurs d'onde le spectre d'émission.

Ce décalage est appelé redshift gravitationnel, par analogie avec le redshift dû à l'expansion de l'univers ou à l'effet Doppler.

Sachant que l'énergie d'un photon est proportionnelle à sa fréquence (), on peut interpréter le redshift gravitationnel comme la perte d'énergie subie par le photon pour s'extraire du champ gravitationnel (dans le cas où il a suffisamment d’énergie pour y échapper). Cet effet est évidemment faible pour les champs gravitationnels habituels tel que celui de la Terre, mais il prend une importance considérable au voisinage d'un trou noir.

d) Le temps imaginaire de Hawking et Hartle

S. Hawking a imaginé ce concept de temps imaginaire pour essayer de trouver une solution à ces problèmes de discontinuités de l’espace-temps entraînées par la courbure de ce dernier par des corps trop denses ou trop énergétiques. Ce temps se courberait aux discontinuités du temps réel, formant une boucle sur lui-même (un eu comme la terre qui a une surface finie mais sans bord ni limites)…et ne comportant pas par conséquent de discontinuités.

Figure 1 : le temps imaginaire de Hawking et Hartle

Ce temps imaginaire sera probablement aussi naturel aux prochaines générations que la Terre est ronde…ce qui n‘était absolument pas admis à une certaine époque. Il est possible que l’idée d’un espace temps clos sur lui-même comme le fait apparaître aux discontinuités le temps imaginaire permettrait de faire la somme des histoires de Feynman sur l’Univers.. permettant alors de comprendre par exemple si l’Univers a eu un jour un début ou pas…

2. Définition d’un trou noir

a) Définition

Par définition, c'est une région de l'espace dotée d'un champ gravitationnel si fort qu'aucun corps ni aucun rayonnement ne peut s'échapper de son voisinage.

Ils sont considérés comme le stade ultime d'une étoile massive s'effondrant sur elle-même sous l'action de la gravité.

En effet, la relativité générale prédit que les étoiles massives vont s’effondrer sur elles-mêmes lorsqu’elles auront épuisé leur combustible nucléaire. Les travaux réalisés par S. Hawking et Penrose montrent qu’elles continueraient à s’effondrer jusqu’à ce quelles atteignent un état de densité infinie. Cette singularité représenterait une fin des temps, du mois pour l’étoile. Le champ gravitationnel de la singularité serait si intense que la lumière ne pourrait pas s’échapper de toute une région environnante, mais resterait captive. La région d’ou rien ne pourrait s’échapper s’appelle un trou noir et sa frontière l’horizon d’événement (il a été démontré que sa surface ne peut pas dépendre du temps et reste donc constante, ainsi que si deux trou noirs venaient à fusionner, leurs horizon serait plus grand que la somme des deux horizons initiaux). Toute chose qui traverserait cet horizon pour tomber dans le TN arriverait à une fin du temps à la singularité.

L'existence des trous noirs fut prédite en 1916 par l'astronome allemand Karl Schwarzschild, sur la base de la théorie de la relativité générale. La notion classique d'espace-temps n'a plus de signification à proximité d'un trou noir. Un corps ou un rayonnement qui pénètre dans un trou noir ne peut théoriquement plus en sortir en raison de la force gravitationnelle considérable du trou noir. Ainsi, un trou noir déforme la structure de l'espace-temps dans son voisinage et la trouerait même ! On peut comparer cette déformation de l'espace à celle que produirait un tourbillon, dont le centre serait le trou noir.

Lorsqu'une étoile s'effondre pour donner un trou noir, tout ce qui concerne sa géométrie, sa composition... est perdu.

Les TN n'ont encore jamais été observés pour la simple et bonne raison que leur densité produit une telle force d'attraction qu'elle empêche la lumière elle même de s'échapper. On peut cependant dire qu'un certains nombres de phénomènes cosmiques (fortes émissions de rayons X) nous laissent penser que les trous noirs existent bel et bien (Il y aurait même certainement un au centre de notre galaxie).

b) Les caractéristiques d’un trou noir

La première piste qui laissait penser qu’il pouvait exister un lien entre horizon d’événement et thermodynamique est apparue en 1970 lorsqu’il a été prouvé mathématiquement que plus de la matière ou du rayonnement tombaient dans le trou noir, plus la surface de l’horizon d’événement augmentait aussi. D’autre part, le fait que lorsque deux TN qui fusionnent donnent lieu à un autre TN d’horizon d’événement plus grand que la somme des deux précédents a permis de faire le rapprochement entre a superficie de cet horizon et et le concept d’entropie introduite par Boltzmann en thermodynamique. Jacob Bekenstein remarqua en 1972 que lorsqu’un TN est crée par effondrement gravitationnel, il s’installe rapidement dans un état stationnaire caractérisé par les trois paramètres suivants :

§ sa masse,

§ sa charge électrique

§ son moment angulaire.

Hormis ces trois caractéristiques, le TN ne conserve aucune autre caractéristique de l’objet dont il est issu. Ce théorème démontré conjointement par Hawking, Carter et Israel implique par conséquent qu’une grande quantité d’information est perdue lors de cet effondrement : la composition (matière ou antimatière), forme, couleur, température,… initiaux. Un TN pourrait donc provenir d’une quantité infinie de types différents d’objets stellaires si les effets quantiques étaient négligés. En effet, il semblerait que pour qu’un TN puisse s’effondrer, les particules doivent avoir une longueur d’onde inférieure à celle du TN résultant, et alors le nombre de configurations initiales deviendrait fini.

La raison pour laquelle un TN se souvient de ces trois caractéristique est que celles-ci sont couplées à des champs à longue portée : le champ électromagnétique pour la charge et le champs gravitationnel pour la masse et le moment angulaire.

Pour continuer dans le rapprochement avec la thermodynamique, Bekenstein proposa de définir l’entropie d’un trou noir comme étant le logarithme de ce nombre de configurations initiales. Celui mesurerait alors la quantité d’informations perdues lors de l’effondrement, puisque plus ce nombre est faible, plus le nombre de configurations l’est aussi, et par conséquent plus on a perdu d’informations : l’entropie d’un TN serait varierait comme l’inverse de la quantité d’informations perdues. Dans ce cas, puisque cette entropie est proportionnelle à la surface de son horizon d’événement, cela signifie qu’elle doit être finie, et que par conséquent sa température serait homogène et constante...ce qui n’est pas compatible avec l’idée généralement admise que le TN ne peut rien renvoyer. Ce point sera développé un peu plus tard, au chapitre VI.

c) La violation de la loi de conservation baryonique.

Des expériences menées par Robert H. Dicke de Princeton et V. Braguinsky de l’université d’état de Moscou ont montré qu’il n’existe pas de champ à longue portée associé aux propriétés quantiques désignées pas le nombre baryonique. Par conséquent un TN initialement constitué d’un ensemble de baryons oublierait son nombre baryonique et serait alors constitué d’un nombre égal de baryons et d’autibaryons…violant du même coup la loi de conservation du nombre baryonique, une des plus importantes de la physique des particules.

3. Les problèmes des trous noirs

En 1916, l'astronome allemand Schwarzschild, en s'appuyant sur les travaux d'Einstein, a calculé quelle devrait être la taille d'un astre, pour que la vitesse de libération de celui-ci devienne égale à celle de la lumière.
Cette vitesse est une limite que rien ne peut dépasser, d'après la théorie de la relativité.

On sait, de plus, que la taille d'une étoile à neutrons diminue avec la masse, parce que la gravitation finit par l'emporter sur la pression de dégénérescence.

Si la masse d'une telle étoile augmente, il va donc arriver un moment, appelé limite d'OPPENHEIMER-VOLKOFF, où la vitesse de libération de cette étoile va devenir égale à celle de la lumière, et où rien ne pourra plus s'échapper de l'étoile.

Si rien, pas même la lumière en théorie, ne peut s'échapper, cette étoile devient donc invisible : c'est ce qu'on appelle un trou noir. Ce trou noir n'a pas de surface matérielle ; la matière même qui venait de l'étoile initiale est réduite à un point de densité infinie, la singularité.

La "surface" du trou noir est appelée l'horizon, sa taille est appelée 'rayon de Schwarzschild' et vautoù G est la constante de gravitation est M est la masse de l’étoile. Tout ce qui passe derrière l'horizon n'a aucune possibilité d'en sortir et augmente la masse de celui-ci.

4. Les différents types de trous noirs

Nous allons nous intéresser dans la suite successivement aux trois "espèces" de trous noirs :

· Le trou noir statique, non chargé, dit de Schwarzschild.

· Le trou noir chargé, dit de Reissner-Nordstrøm.

· Le trou noir en rotation, dit de Kerr.

a) Le trou noir de Schwarzschild

Comme nous l’avons annoncé un peu plus haut, un trou noir de Schwarzschild est un trou noir statique, non chargé. C'est le modèle le plus simple et le plus facile…et aussi malheureusement celui qui n’existe pas dans la réalité.

Il doit son nom à l'astronome allemand Schwarzschild, qui le premier a réussi à résoudre les équations de la Relativité Générale au voisinage d'un objet massif situé dans un espace vide de matière.

Considérons un observateur s'approchant du trou noir. Que va-t-il observer ?

· En premier lieu, il va être confronté à des forces de marée : ces forces sont générées par la différence de valeur de la gravitation entre deux points qui ne sont pas à la même distance du corps massif qui l'attire. Sur Terre, ces forces sont insignifiantes, mais ici elles prennent des valeurs énormes à mesure que l'on se rapproche de l'horizon.

· S'il regarde un objet qui s'approche du TN, il va voir que la lumière émise par celui-ci est décalée vers les grandes longueurs d'onde par effet de redshift gravitationnel. En présence d'un TN, ce décalage va tendre vers l'infini. Comme le temps observé ralentit lui aussi, l'observateur va voir l'objet s'approcher de l'horizon du TN sans jamais l'atteindre, avec un rayonnement de fréquence de plus en plus faible.
Attention : pour l'objet en question, le temps n'a pas la même valeur, c'est un des aspects de la Relativité. A bord de cet objet, la traversée va durer un temps fini, et même assez bref, compte tenu de l'accélération due à la gravitation intense.

· En continuant sa descente, il va croiser la sphère des photons. Autour d'un corps massif, un objet quelconque peut se satelliser pourvu qu'il ait la bonne vitesse correspondant à son altitude. Plus il est bas, plus il doit aller vite. Autour d'un TN, la gravité est telle qu'il existe une altitude où la vitesse de satellisation est égale à celle de la lumière : il s'agit de la sphère des photons, ainsi nommée puisque seuls ceux-ci peuvent aller à la vitesse de la lumière et ainsi orbiter à cette altitude autour du trou noir. Cette sphère n'étant qu'une limite immatérielle, les orbites sont très instables.

· Il va ensuite traverser l'horizon des événements. A ce moment-là, il ne peut plus revenir en arrière. Au moment du franchissement de l'horizon, il y a permutation de l'espace et du temps : ce qui était devant l'observateur devient son futur. De manière simple, cela signifie qu'il ne peut rester immobile, et qu'il n'a aucun moyen de ne pas se précipiter dans la singularité. Celle-ci est dite de type spatiale.

Ce diagramme correspond à un univers ne possédant qu'un seul trou noir éternel situé à la distance r =0.

Nous allons maintenant représenter l'espace autour d'un TN à l'aide d'un diagramme espace-temps de Penrose, en utilisant le système de coordonnées de Kruskal.

Les diagonales épaisses représentent l'horizon du trou noir. Si quelque chose traverse celui-ci selon la trajectoire bleue, il ne peut plus revenir en arrière, et n'a d'autre choix que de heurter la singularité.

Sur le diagramme de Penrose, nous pouvons observer deux choses :

· Il apparaît sur la partie gauche du diagramme une région symétrique de notre univers, que l'on peut appeler un univers parallèle.

Ces deux univers ne peuvent avoir aucun contact, sauf à l'intérieur de l'horizon du trou noir.

La deuxième chose intéressante, c'est qu'il existe une autre singularité vers le passé : c'est un trou blanc, parfois appelé fontaine blanche, où rien ne peut rentrer.

A l'inverse du trou noir, il n'est possible que d'en sortir, puisqu'on ne peut pas remonter le temps.

Dans un tel cas, le trou noir n'est plus éternel, il n'apparaît qu'à partir du moment de l'effondrement de l'étoile.

Il n'y a alors plus ni trou blanc, ni univers parallèle qui apparaissent.

Ce schéma correspond-il à la réalité ?

En fait, il y a une hypothèse que nous avons faite pour établir ce diagramme, c'est que le TN était éternel. Ceci ne correspond pas à la réalité d'un TN issu de l'effondrement d'une étoile.

Une autre manière de se représenter un TN, c'est d'utiliser un diagramme espace-temps (ici avec deux dimensions d'espace), sur lequel nous allons dessiner les cônes de lumière des différents points autour du TN.
Rappelons nous qu'autour d'un TN, l'espace-temps lui même est déformé, obligeant la lumière à se détourner de la ligne droite habituelle.

L'espace-temps d'un TN est courbé de telle manière qu'il oblige les cônes de lumière à se diriger vers "l'intérieur". A une distance caractéristique de la singularité, ces cônes sont si inclinés que leur "coté extérieur" est vertical dans le diagramme ci-contre. Ces "cotés" forment une surface (c'est le cylindre dessiné ici).

C'est cette surface qui s'appelle l'horizon du TN.

Sur cette surface, la lumière reste immobile par rapport à l'espace extérieur. Comme la vitesse de celle-ci est invariante dans tous les repères, on en déduit alors que l'horizon lui-même se déplace à la vitesse de la lumière dans l'espace-temps déformé par le trou noir.

b) Le trou noir de Reissner-Nordstrøm

Lorsque le trou noir possède une charge électrique, la solution de Schwarzschild n'est plus valable.

Nous avons maintenant deux horizons distincts. Lorsque l'on charge le trou noir, l'horizon des événements se rétrécit, et il en apparaît un second juste au dessus de la singularité. Plus le trou noir est chargé, plus les deux horizons se rapprochent. La sphère des photons existe toujours, mais n'est pas représentée ici.

Figure 2 : Les deux horizons d'un trou noir.

La conséquence la plus importante de ceci, c'est que la permutation de l'espace et du temps qui apparaît à la traversée de l'horizon a cette fois lieu deux fois : dans la sphère délimitée par l'horizon intérieur (parfois appelé horizon de Cauchy), l'espace et le temps ont repris leur rôle habituel, et il devient possible d'éviter la singularité, qui est dite de type temporelle.

Si le trou noir est suffisamment chargé, les deux horizons disparaissent : on a alors une singularité nue. De nombreux physiciens pensent que ceci n'est pas possible, l'univers s'appliquant une autocensure.
Nous reparlerons de ceci plus loin, dans le cas du trou noir en rotation.

Si le trou noir chargé est étudié comme un modèle, il apparaît peu probable qu'il en existe réellement. L'étoile qui lui aurait donné naissance aurait du être chargée électriquement, ce qui semble peu vraisemblable.

c) Le trou noir de Kerr

L'idée du trou noir est le résultat de calculs de la relativité générale, dus à Schwarzschild. Celui-ci avait calculé la taille de l'horizon d'un trou noir statique. Kerr a perfectionné ces calculs dans le cas où le trou noir est en rotation.

La déformation de l'espace-temps prend dans ce cas un autre aspect, et la singularité n'est plus concentrée sur un point mais sur un cercle à l'intérieur de l'horizon.

Dans ce cas, l'espace-temps est non seulement déformé 'en entonnoir', mais en plus, il s'enroule pour suivre la rotation du trou noir.

Un rayon lumineux qui irait droit vers le trou noir suivrait en fait la ligne d'espace-temps dessinée ici en rouge. C'est le modèle le plus réaliste, dans la mesure où l'étoile qui a donné naissance au trou noir était en rotation.

Il doit son nom au mathématicien néo-zélandais Roy Kerr, qui le premier, en 1963, a réussi la résolution des équations de la Relativité Générale au voisinage d'une masse en rotation.

Figure 3 : le trou noir de KERR.

La résolution de celles-ci fait apparaître un phénomène étrange : aux alentours d'un objet massif en rotation, l'espace-temps lui-même, déformé par la masse, est entraîné en rotation.

Bien sur, cet effet est négligeable au voisinage de la Terre ou même du Soleil, mais auprès d'un trou noir, il en va tout autrement.

La première chose qui surprend l'observateur s'approchant d'un tel trou noir, c'est la présence de deux sphères des photons (dans la géométrie de Kerr, ce que l'on appelle une sphère est en fait un ellipsoïde) : selon que les photons du plan équatorial orbitent dans le sens de rotation du trou noir ou non, ils doivent se trouver sur l'une ou l'autre sphère. Aux pôles de celui-ci, les deux sphères sont confondues. (Pour bien comprendre, n'oubliez pas que l'espace-temps lui-même est entraîné dans le mouvement de rotation du TN). Si le plan de rotation des photons est quelconque par rapport à l'axe de rotation, l'orbite de ceux-ci se situe entre les deux sphères.

5. A l’intérieur d’un trou noir

Plus le trou noir tourne vite sur lui-même, plus les deux sphères sont séparées.

- En se rapprochant du trou noir, l'observateur va pénétrer dans l'ergosphère. C'est une région délimitée par la limite statique à l'extérieur, et par l'horizon externe à l'intérieur, dans laquelle rien ne peut rester immobile.

La limite statique, c'est l'endroit limite en deçà duquel rien ne peut rester immobile, même en se déplaçant à la vitesse de la lumière.

Cette limite est la conséquence de l'entraînement de l'espace-temps en rotation par le TN lui-même.

Dans un trou noir de Schwarzschild, c'est l'horizon qui représente la limite statique, puisqu'une fois celui-ci franchi, on ne peut qu'aller vers la singularité.

Les deux horizons qui viennent ensuite sont identiques à ceux d'un trou noir chargé et provoquent le même effet : la permutation de l'espace et du temps a lieu deux fois, et la singularité est du type spatial, donc évitable.

Plus le TN tourne vite sur lui-même, et plus les deux horizons se rapprochent.

La singularité elle-même possède la forme d'un anneau. De plus, si on l'approche autrement que par son équateur, elle est répulsive. Ceci peut paraître surprenant, mais c'est le résultat des équations de la métrique de Kerr.

Il devient donc théoriquement possible de quitter le trou noir. Mais ce serait pour se retrouver soit dans ce qu'on nomme "l'espace négatif" en traversant la singularité, soit dans un autre univers.

Quelle est la signification physique d'un "univers négatif"? C'est une question sans réponse précise à l'heure actuelle. En continuant ainsi, il semble possible de passer d'univers en univers. Le trou noir a ainsi fait apparaître une infinité d'univers.

Certains physiciens pensent que ces autres univers ne sont en fait qu'une autre partie de notre unique univers (dans l'espace et dans le temps), ce qui peut se produire dans l'hypothèse où notre univers est replié sur lui-même.

La gravité en face de la singularité étant répulsive, il y a présence d'une sphère des photons (toujours de la forme d'un ellipsoïde) autour de la singularité elle-même, à l'intérieur de l'horizon de Cauchy.

Si on regarde dans la singularité par les pôles, on voit alors la lumière qui provient de notre univers, celle qui vient de l'univers négatif, et celle émise par la singularité elle-même.

Dans la zone entre les deux horizons, la lumière va se trouver infiniment décalée vers le bleu, de la même façon qu'avant l'horizon extérieur elle était infiniment décalée vers le rouge pour l'observateur : on peut considérer que le redshift gravitationnel à l'approche de l'horizon correspond à un transfert de l'énergie des photons en énergie gravitationnelle. De l'autre coté de l'horizon, c'est le transfert inverse qui se produit.

L'observateur va donc "baigner" dans une mer de radiations gamma. Tout au moins en théorie, parce que toute perturbation sur l'horizon de Cauchy va rendre celui-ci singulier (au sens mathématique du terme). Une nouvelle physique est donc à inventer pour traiter ce cas.

Tout ce que nous venons de dire à propos d'un TN en rotation s'applique également s'il est chargé.

6. Les effets d'un trou noir

La théorie de la relativité générale d'Einstein décrit la gravitation comme une courbure de l'espace-temps. Plus la masse est concentrée, plus cette courbure est prononcée.

Si nous dessinons la trame de l'espace-temps sous la forme d'un plan (en réalité il y a 4 dimensions : 3 d'espace plus le temps), nous pouvons de manière très imagée visualiser cette déformation.

Figure 4 : déformation de l'espace temps causée par une étoile

Dans le cas d'un trou noir, la déformation n'a peut-être pas de fin : il y aurait une déchirure dans la trame de l'espace-temps. L'usage du conditionnel s'impose ici, car nous entrons dans un domaine où les certitudes deviennent rares...

Dans cet espace-temps, la lumière suit le plus court chemin. Si l'espace est plat, c'est à dire non déformé, ce chemin est bien évidemment une droite.

Au voisinage d'une masse, ce n'est plus le cas : cette masse peut ainsi agir sur la lumière de la même manière que le ferait une lentille optique.

Figure 5 : Effet de lentille gravitationnelle

Attention : ce schéma est très simplificateur. C'est l'espace-temps dans son ensemble qui est déformé, ce qui signifie que non seulement l'espace, mais aussi le temps lui-même est modifié par la masse centrale

Plus la masse est concentrée, plus l'effet est important. C'est ainsi qu'un trou noir seul peut être détecté s'il se trouve entre une étoile et nous.

Par le même effet de perturbation des trajets lumineux, nous pouvons essayer de deviner à quoi ressemble un trou noir qui posséderait un disque d'accrétion :

Figure 6 : Trou noir avec disque d'accrétion.

La déformation de la lumière le ferait ainsi ressembler à cet espèce de chapeau.

7. Un trou noir à l'horizon

Deux équipes indépendantes pensent avoir repéré l'horizon des événements, la frontière des trous noirs d'où rien ne peut jaillir.

Enfin, l'horizon des trous noirs commence à se profiler… à l'horizon. Lors d'un congrès de la Société d'astronomie américaine, qui se tenait le 11 janvier dernier à San Diego, deux équipes d'astronomes ont annoncé avoir observé, de manière indirecte, cette enveloppe théorique que ni lumière ni matière ne peut franchir.

Les scientifiques américains et irlandais du premier groupe ont étudié avec attention les données recueillies par le satellite américain Chandra et quelques-uns de ses prédécesseurs, comme Rosat. Ils se sont intéressés à douze novae X, des astres qui restent endormis pendant des décennies puis se réveillent en émettant fortement des rayons X. Depuis plusieurs années déjà, les spécialistes admettent qu'il s'agit de systèmes binaires, constitués d'une étoile de faible masse en orbite autour d'un objet beaucoup plus compact, une étoile à neutron ou un trou noir. Les bouffées de rayons X sont provoquées par la chute de matière de la première sur le second. En comparant les douze novae X au repos, les astronomes ont découvert que celles contenant un trou noir, repérées par les mouvements de l'étoile compagnon, émettent cent fois moins d'énergie que leurs consœurs formées d'une étoile à neutron. Comment expliquer un tel phénomène ? Pour les scientifiques, la réponse tient en trois mots : horizon des événements.

Un trou noir se définit comme une région de l'univers d'où ni lumière ni matière ne peut s'échapper. C'est une sorte de puits sans fonds creusé dans le tissu de l'espace-temps. Prédit par la théorie de la relativité d'Einstein, l'horizon des événements représente sa frontière. Dans une nova X, si l'objet compact est une étoile à neutrons, l'énergie provient du contact de la matière de son compagnon avec sa surface. Dans le cas d'un trou noir, énergie et matière disparaissent tout bonnement. Les scientifiques estiment néanmoins qu'une toute petite partie de l'énergie arrive à s'enfuir avant d'atteindre l'horizon. Voilà qui expliquerait la très faible luminosité des quelques novae X hébergeant un trou noir que les chercheurs ont étudiées. En somme, s'ils n'ont pas réussi à observer directement la cause, ils ont pu tout au moins découvrir son effet. "Observer la matière entrer dans un trou noir, c'est un peu comme être assis en amont d'une chute d'eau et regarder l'eau disparaître, indique Ramesh Narayan, membre de l'équipe et astronome au Centre d'astrophysique Harvard-Smithsonian. En revanche, si la chute est remplacée par un barrage – la surface d'une étoile à neutrons – alors l'eau s'accumule et un lac se forme."

Une autre indication de l'existence de l'horizon des événements est venue d'une seconde équipe, armée cette fois du télescope spatial Hubble. Les astronomes du Centre de vol spatial Goddard ont passé au crible trois séries de données fournies par le photomètre à haute vitesse de Hubble, en juin, juillet et août 1992. Le télescope spatial était alors pointé vers Cygnus XR-1, la première source de rayons X où la présence d'un trou noir fut avérée. Parmi les millions d'informations, Joseph F. Dolan a repéré deux singularités, des fluctuations chaotiques de la lumière dans l'ultraviolet, constituées de six et sept flashes s'éteignant rapidement. Or, c'est exactement ce qu'on pourrait s'attendre à voir à proximité d'un trou noir. En tournoyant, les gaz chauds l'enserrant semblent pulser, la longueur d'onde de leur lumière augmentant sous l'effet de l'intense champ gravitationnel. "Il existe néanmoins une probabilité pour que ces deux événements soient une variation statistique qui imite le comportement de la matière à proximité d'un trou noir," souligne Joseph Dolan. Cependant, les résultats correspondent exactement à la théorie décrivant le passage de matière à travers l'horizon des événements. Malgré l'absence de preuve directe, tout laisse donc à penser que la frontière des trous noirs existe bel et bien.

8. Un trou noir…pas vraiment noir !

En 1973, S. Hawking commença à étudier l’effet du principe d’incertitude sur une particule dans l’espace-temps courbé avoisinant un TN. Et il se rendit compte que contrairement à ce qui pouvait être supposé, un TN serait capable de ré éjecter des particules. En effet, d’après le principe d’incertitude qui affirme que l’on ne peut avoir des informations précises à la fois sur la position et la vitesse, il peut arriver qu’une particule voyage plus vite que la lumière pendant un court laps de temps…et auquel cas elle échapperait donc à l’attraction du trou noir. Il est clair que ce laps de temps est extrêmement court, mais d’un autre coté, il suffit que la particule franchisse la distance qui la sépare de l’horizon d’événement du TN. Ceci ne pourrait pas être vraisemblable pour un TN de taille "normale" comme ceux dont nous avons parlé précédemment (quelques dizaines de kilomètres de rayon)parce que la particule devrait parcourir plusieurs kilomètres à une vitesse supraluminique, mais pourrait être supposé pour des micros TN ou trous noirs primordiaux, qui auraient la taille d’un atome (quelques dizaines de nanomètres), mais pouvant peser jusqu’à un milliard de tonnes, soit le poids du Mont Fudji. Ceux-ci seraient apparus au commencement de l’Univers et tapiraient l’Univers. Cette découverte a été une des premières corrélations significatives entre la théorie de la relativité et de la mécanique quantique. Elle montre que peut-être les particules ne terminent pas leur histoire dans une singularité de densité tendant vers l’infini : elles pourraient sortir du TN et terminer leur histoire ailleurs. De cette façon, on peut voir une autre fin pour un TN que la singularité de densité infinie prédite par la relativité générale : au fur et à mesure que le nombre de particules pouvant s’échapper augmente, le volume du TN diminue et pas conséquent le passage vers l’extérieur devient facile : l’émission sera ainsi de plus en plus rapide jusqu'à ce que les trous noirs "fondent entièrement". Bien sur, vu l’énorme densité d’un TN, le temps que cela prendrait est extrêmement long a notre échelle humaine : un TN de la masse du Soleil mettre 10⁶⁶ ans à disparaître, tandis que les trous primordiaux devraient s’être évaporés au cours des 1.10⁹ années depuis le Big bang et devraient être des sources de rayons gamma durs avec une énergie de…environ quelque 100 millions d’eV.

Comme nous l’avons vu, si la vitesse d’évaporation augmente de manière exponentielle, la dernière phase d’évaporation devarit se terminer en une énorme explosion. Sur la base de la théorie des quarks (toute particule est constituée de quarks – il y a 6 types de quarks en tout), cette explosion équivaudrait à celle 10 millions de bombes à hydrogène de 1 mégatonne. Selon R. Hagedorn du CERN pour qui il existe en fait une infinité de particules de masse de plus en plus élevée ; au fur et à mesure que le TN se rapetisse et se réchauffe, il émet de plus en plus de particules différentes et à ce moment la, …l’explosion serait peut-être 100 000 fois plus importante que celle calculée précédemment. L’observation d’un TN apporterait donc des informations décisives sur la théorie des particules.

Figure 7 : L'Univers, vue d'artiste