Observation et détection des trous noirs

La détection des trous noirs repose sur des indices astronomiques, étant donné que leur nature ne permet pas leur observation directe. Au cours des dernières décennies, les astronomes et physiciens du monde entier ont mis au point des méthodes pour déduire leurs présences et leurs caractéristiques. Plusieurs procédés sont utilisés à ce jour, qui consistent à observer l'influence du trou noir sur son environnement proche, à l'échelle astronomique.

La méthode d'observation dépend du type de trous noirs : les trous noirs stellaires ou intermédiaires (~4 à 15 masses solaires (M_☉)), et les trous noirs supermassifs, ayant une masse de l'ordre de celle d'une galaxie (~1 million de M_☉). Aucune observation n'a encore été faite de trous noirs primordiaux.

Trois cas de figures différents sont envisagés : soit le trou noir est seul, on peut alors chercher à voir un effet de lentille gravitationnelle, soit le trou noir est entouré d'objets célestes de moindre masse, auquel cas un disque d'accrétion se forme autour de celui-ci, soit il est proche d'un corps de masse équivalente (généralement une étoile) et dans ce cas on observe un système binaire.

Lentille gravitationnelle

Effet de lentille gravitationnelle

Lorsque le trou noir est situé entre la Terre et un objet lumineux, on observe l'effet de lentille gravitationnelle, lorsque les rayons lumineux sont déviés par la présence du corps massif. Cet effet (également présent autour des quasars) est observable et permet l'identification de trous noirs par télescopes.

Par exemple, une galaxie peut sembler anormalement large compte tenu de ses caractéristiques (distance, taille…), laissant supposer l'existence d'un trou noir entre elle et la Terre, qui agit comme une lentille optique en verre, déviant les rayons lumineux. Aux distances astronomiques considérées, la déviation donne naissance à une illusion de grossissement caractéristique, ou parfois à un dédoublement de l'image.

Disque d'accrétion

Lorsqu'un corps céleste très massif, comme un trou noir, est entouré de corps stellaires plus légers (étoiles, nuages gazeux, astéroïdes), ceux-ci sont attirés par le corps central et forment un disque d'accrétion. Les objets tombant dans le disque d'accrétion décrivent un mouvement de spirale accéléré autour de la singularité, et peuvent soit être entièrement engloutis, soit en échapper grâce à leur vitesse, mais être tout de même déviés de leur direction. Le mouvement elliptique ou la déviation des corps est alors observable, permettant de déduire l'emplacement d'un trou noir, même de faibles dimensions.

Les disques d'accrétion émettent également un important rayonnement X (ou infrarouge dans le cas de corps peu massifs) et ces rayonnements peuvent être des indices de la présence de trous noirs.

Rayonnement X

Les rayonnements X émis dans le disque d'accrétion proviennent des pertes d'énergie dues aux collisions entre les résidus de matières orbitant en son sein. Ces impacts sont plus fréquents à ~200 à 250 km du rayon de Schwarzschild, et son accompagnées d'un transfert d'énergie entre les particules et le milieu. L'énergie gravitationnelle y est convertie en énergie thermique ; et la compression (ainsi que certains effets de marées complexes) augmentant à mesure que la matière approche du centre, le phénomène s'amplifie et provoque l'émission d'un rayonnement X intense, détectable par les télescopes et satellites modernes, comme le télescope américain Chandra.

On pense avoir découvert des trous noirs de 10 à 100 milliards de masses solaires au sein de noyaux galactiques actifs (AGN), en utilisant la radioastronomie et l'astronomie en rayons X. La théorie selon laquelle la majorité des galaxies orbite autour de trous noirs supermassifs, y compris notre propre Voie lactée, est régulièrement confortée par des observations et mesures expérimentales. Sagittarius A est considéré comme le candidat le plus plausible pour l'emplacement d'un trou noir supermassif au centre de la Voie lactée.

Jet de plasma

Jet de Plasma dans la galaxie M87

Dans le cas des trous noirs de Kerr (trous noirs stellaires en rotation), la matière avalée tournant en leurs centres permettrait le développement d'un champ magnétique élevé. Des particules de très haute énergie peuvent alors être émises près du trou noir, par la matière en train de s'y effondrer, provoquant l'émission de jets suivant l'axe de rotation du trou noir, dans la direction des pôles Nord et Sud. Dans le cas des trous noirs supermassifs, ayant une masse de plusieurs milliards de fois celle du Soleil, d'immenses jets de plasma seraient observables. Plusieurs mesures viennent confirmer cette hypothèse.

Système binaire

Un système binaire désigne deux objets stellaires que l'interaction gravitationnelle fait orbiter autour d'un centre de masse distinct. Deux cas de systèmes binaires peuvent être confondus : celui où deux étoiles de masses équivalentes se rapprochent, et celui où une étoile est attirée par un trou noir de même masse. Il faut pouvoir différencier ces deux cas de figures. Etant donné que le rayon de Schwarzschild est généralement faible, de l'ordre de quelques mètres à plusieurs dizaines de kilomètres, l'étoile peut se rapprocher bien plus près du centre du trou noir qu'elle ne le ferait avec une autre étoile, de plus grand diamètre. À cette distance, les forces gravitationnelles sont aussi extrêmement importantes.

Observation des ondes gravitationnelles

L'activité gravitationnelle entraine l'émission de flux de gravitons, traversant l'espace-temps avec des propriétés similaires à celles d'ondes électromagnétiques. Ce sont les ondes gravitationnelles. Etant donné le niveau énergétique très bas des gravitons, leur détection est généralement impossible, sauf si ceux-ci sont concentrés dans un flux à une énergie inhabituellement haute.

En 1960, pour tenter de détecter ces ondes, alors hypothétiques, John Weber dispose de gros cylindres d'aluminium de plusieurs tonnes à plusieurs centaines de kilomètres les uns des autres. Lors du passage d'ondes gravitationnelles, il observe une légère compression des cylindres, suivis d'une distension. Cette mesure permet alors de formuler l'hypothèse de la présence d'un trou noir supermassif au centre de notre galaxie. En Italie, près de Pise, l'interféromètre VIRGO est mis au point en 2003 pour écouter le « chant gravitationnel » des trous noirs. Constitué de deux bras de 3 km chacun, disposés perpendiculairement, il doit lui aussi vibrer au rythme du passage des ondes gravitationnelles.

Ce mode d'observation est cependant limité : le phénomène étant très léger et ponctuel (bien que régulier), les mesures se doivent d'être très précises.

Décalage vers le rouge

Le spectre de l'étoile permet d'identifier le système binaire. Le mouvement de l'étoile autour du second corps du système binaire provoque un phénomène nommé décalage vers le rouge (Redshift). Il s'agit de l'effet Doppler appliqué aux ondes lumineuses : lorsque la source de rayonnement s'approche de l'observateur, la fréquence de rayonnement augmente, et inversement lorsqu'elle s'éloigne. Dans le spectre visible, l'augmentation de fréquence entraîne un décalage vers le rouge, et vers le bleu lorsqu'elle s'éloigne. En pratique, c'est le spectre des infrarouges qui est observé et dont l'allure change au cours des déplacements de l'étoile.

Cette seule observation est insuffisante, car le phénomène peut se produire dans le cas de systèmes binaires à deux étoiles massives. Le compagnon invisible n'est pas forcément un trou noir, mais peut-être une naine blanche, une étoile à neutrons ou encore une étoile trop peu lumineuse pour être vue (peu probable compte tenu des impératifs de taille et de masse).

Pour déterminer la nature du compagnon invisible, il existe deux méthodes :

• il est possible de déterminer la masse totale du système binaire en connaissant sa distance à la Terre et sa période de révolution. En retranchant la masse de l'étoile, déduite de son étude spectrale, on obtient celle du corps invisible. Si cette masse dépasse la limite d'Oppenheimer-Volkoff (~ 3 M_☉), ce sera un trou noir. Cette méthode est cependant relativement difficile à mettre en œuvre à l'heure actuelle^{[Passage à actualiser]} ;
• on peut aussi chercher à détecter un transfert de matière, de l'étoile au corps invisible, via un disque d'accrétion. Il s'agira alors d'étudier à nouveau le rayonnement X.

Rayon X dans le système binaire

Pour déterminer l'origine des rayons X, il faut regarder la manière dont ils sont émis. Lorsque le disque d'accrétion est instable, en raison de sa haute température, on observe des sursauts de rayons X (signe qu'une quantité de matière chaude se sera formée de façon abrupte) : le compagnon est alors soit un trou noir, soit une vieille étoile à neutrons.

Pour les différencier, on vérifie si le disque d'accrétion émet jusqu'au centre du compagnon invisible. Dans ce cas, c'est une étoile à neutron âgée ; dans le cas contraire, il s'agit d'un trou noir. Cette méthode implique d'observer précisément tout le système binaire, donc que celui-ci soit assez proche de la Terre. L'observation est limitée par les capacités optiques des télescopes et satellites actuels.

Les trous noirs sont les principaux candidats pour les objets astronomiques qui émettent de très grandes quantités d'énergie, avec les quasars et les sursauts gamma.

Observation de la rupture par effet de marée

Une dernière méthode consiste en l'observation de rupture par effet de marée : les forces gravitationnelles subies par une étoile à l'approche d'un trou noir sont telles qu'elle n'est plus capable de conserver sa cohésion. Alors qu'une partie de la matière de l'étoile est absorbée par le trou noir, une autre partie, en s'effondrant sur elle-même produit d'intenses radiations facilement observables (tidal disruption flares). Ce phénomène est découvert par une équipe de chercheurs en 2011.

En 2024, une simulation réaliste et cohérente de ce genre d'événements est développée par une équipe de l'université de Jérusalem^{[réf. nécessaire]}.

Projet collaboratif EHT

Répartition des radiotélescopes de l'EHT sur le globe.

Dans les années 2000, un projet de mise en réseau de radiotélescopes voit le jour : le projet EHT (Event Horizon Telescope). L'objectif est de créer un interféromètre astronomique multi continental, afin de bénéficier d'une résolution d'image suffisante pour observer le disque d'accrétion de trous noirs. En somme il s'agit du plus grand radiotélescope au monde, avec un diamètre équivalent à celui de la Terre.

Le 10 avril 2019 l'EHT, alors composé de huit radiotélescopes, fournit pour la première fois l'image d'un trou noir supermassif, M87*, situé à 55 millions d'années-lumière et dont la masse est estimée à 6,4 milliard de masses solaires.

En 2022, une observation permet de confirmer l'existence du trou noir supermassif Sagittarius A* au centre de la voie lactée. L'EHT inclut alors le NOEMA de l'IRAM, le télescope le plus sensible dans la gamme observée. La prise d'image requiert cinq années de travail, l'objet étant sensiblement plus petit et instable que M87*, malgré sa distance moindre de 27 000 années-lumière.

Les deux clichés de trous noirs pris par l'EHT permettent d'étudier le comportement des gaz à proximité de trous noirs supermassifs, soupçonné de jouer un rôle prédominant dans la formation de galaxies.

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  Image de M87*, prise par l'EHT en 2019.
• 
  Image de Sgr A*, prise par l'EHT en 2022.

Notes et références

Voir aussi

Liens externes

• Observation et détection, l'invisible se dévoile