Détection des Trous Noirs

Les tous noirs peuvent être détecté de plusieurs manières :

1/ Lentille gravitationnelle et mirage gravitationnel

Les trous noirs sont, par leur essence même, invisibles. Ce qui les trahit, c’est l’intense champ gravitationnel qu’ils créent. L’effet le plus spectaculaire d’un champ gravitationnel intense est le phénomène de lentille gravitationnelle.

En traversant le champ gravitationnel d’un objet massif, la lumière subit une déflexion, dont l’angle est directement proportionnel à la masse du corps et inversement proportionnel à la distance minimale entre le rayon de lumière et l’objet.

Lorsque l’objet en question, un trou noir par exemple, est suffisamment loin de la Terre, on peut observer le phénomène de mirage gravitationnel. Ces mirages créent deux images distinctes de la source cachée «derrière» le trou noir, une image principale et une image secondaire plus faible, dont la somme des luminosités est supérieure à celle de la source.

Schéma montrant l'effet de lentille gravitationnelle: les rayons lumineux issus de l'étoile sont déviés par le trou noir, une partie passant vers le haut, une autre vers le bas. Pour l'observateur terrestre, il se forme deux images de la même étoile.

Cette propriété confère un intérêt particulier au phénomène, car, lorsque la séparation angulaire entre les deux images est très petite, la source devient soudainement plus brillante. Lorsque la masse interposée entre la Terre et la source lumineuse est de forme quasi sphérique, ce qui est le cas pour un trou noir de Schwarzschild, les rayons sont courbés avec le même angle dans toutes les directions, formant ainsi un arc lumineux rigoureusement circulaire autour de la source initiale, un arc d’Einstein. Ainsi, en se servant des lentilles gravitationnelles, il serait possible, si l’on arrive à déceler la présence d’arcs lumineux, de détecter une masse interposée de l’ordre d’un trou noir.

Des lentilles gravitationnelles dans l'amas de galaxies Abell 2218+120 (ou Abell 2218b). (Cliquez sur l'image pour agrandir) Notez la présence de plusieurs arcs lumineux (arcs d'Einstein) correspondant à des mirages gravitationnels.
Document du télescope spatial Hubble NASA/ESA/STSCI/HST

2/ Les sursauts "X" et "gamma".

Toutefois, il existe une manière plus pratique d’observer un trou noir. Comme ceux-ci ont une forte puissance d’attraction gravitationnelle, ils «aspirent» la matière aux alentours, comme les restes de supernovae (explosion finale d’une étoile massive en effondrement gravitationnel) ou les poussières interstellaires, en un disque mince, ayant la forme d’une spirale: un disque d’accrétion. Ce faisant, les trous noirs augmentent leur masse, justifiant le titre de «monstre affamé» qui leur est souvent attribué.

Ces disques d'accrétion sont composés de plasma surchauffé par la compression, de l’ordre de dix milliards de degrés, et, conséquemment, rayonnent abondamment, émettant des photons X et gamma, les plus énergétiques qui puissent exister. Un trou noir convertirait la matière en énergie avec un rendement dix fois supérieur à celui des réactions nucléaires responsables du rayonnement des étoiles (10% pour les trous noirs, par rapport à 0,7% pour la fusion thermonucléaire des étoiles).

Ainsi, l’approvisionnement en matière du trou noir trahit sa présence à qui sait la détecter.
 

3/ Les systèmes binaires

Supposons un trou noir et une étoile "normale" formant un "système binaire":

Dans ce cas, les deux astres tournent l’un autour de l’autre. De la Terre, l’étoile apparaîtrait tourner autour de… rien. Le «rien» en question est appelé un compagnon invisible, et est habituellement une étoile effondrée (naine blanche, étoile à neutrons ou trou noir). Cependant, les systèmes binaires ne contiennent pas nécessairement des trous noirs. Pour le déterminer, il faut mesurer la masse du compagnon obscur. Parmi les nombreuses possibilités, en voici quelques-unes: le compagnon obscur peut être ...

  • Une étoile peu lumineuse. Il faut à tout prix essayer de la mettre en évidence en utilisant les télescopes les plus performants.
  • Une naine blanche. Il faut évaluer sa masse qui ne peut dépasser 1,4 masse solaire.
  • Une étoile à neutrons. Là aussi, il faut évaluer sa masse qui doit être comprise entre 1,4 et 3,2 masses solaires.
  • Une étoile massive cachée par un nuage de poussières. Par exemple, l'étoile visible "Epsilon Aurigae" forme un système binaire avec compagnon obscur qui éclipse l’étoile tous les 27 ans, dont la durée de révolution est de 2 ans, mais qui n'est qu'une étoile "banale" cachée par un nuage de poussières.

Si aucune de ces possibilités n'est vraie et que la masse du compagnon obscur dépasse 3,2 masses solaires, ce dernier peut être un trou noir.

Le premier candidat sérieux pour être un trou noir a été découvert en 1972, en rotation autour de l'étoile super géante HDE 226868. Le système est situé dans la constellation du Cygne, à environ 8.150 années-lumière. Ce système d'étoiles binaires est maintenant désigné sous le nom de Cygnus X-1.

L'étoile principale (une étoile bleue visible, avec une température de surface de 31.000 degrés Kelvin) possède une masse de 20-25 Mo et le compagnon invisible (un trou noir) doit avoir une masse de 7-13 Mo. Le système binaire tourne autour de son centre gravitationnel en 5,6 jours.

Plus de détails sur cygnus x-1.

Illustration montrant à gauche l'étoile bleue et à droite le trou noir avec son disque d'accrétion.
Du gaz est arraché à la géante bleue par le trou noir et est hautement accéléré dans une orbite spirale autour du trou noir. Ce gaz devient alors si chaud - à cause des frictions - qu'il émet des rayons X.
Cygnus X-1 compte actuellement parmi les plus puissantes sources émettrices de rayons X dans le ciel nocturne.

Il en existe d’autres découverts de la même manière, dont notamment :

Il est donc possible de détecter un trou noir lorsque celui-ci fait partie d’un système binaire dont le compagnon visible est connu. Cette méthode est, pour l’instant, la plus efficace pour détecter des trous noirs. Cependant, elle n’est pas sans défauts. Certains la contestent, disant que les approximations utilisées pour calculer la masse du compagnon obscur sont trop inexactes. Quoi qu’il en soit, le fait demeure que plusieurs candidats ont été observés ces dernières années. C’est principalement le lancement du télescope spatial Hubble qui a permis d’effectuer ces calculs avec une précision suffisante.

Conclusions

Le phénomène des lentilles gravitationnelles et les émissions "X" et "Gamma" permettent théoriquement de détecter la présence d'un trou noir. Ceci n'est cependant pas évident lorsqu'il s'agit d'un trou noir "célibataire" c'est-à-dire qui n'est pas en relation avec une étoile .

Toutefois, le rayonnement émis par le disque est habituellement trop faible pour être détectable à plus de quelques années-lumière de distance, car le gaz interstellaire n’est pas assez abondant, rendant très improbable que l’on découvre un trou noir par l’accrétion seule.

Le phénomène d’accrétion n’est vraiment intéressant qu’en présence soit de systèmes binaires, soit de trous noirs de proportions galactiques, au coeur d’une galaxie.

Ainsi, pour ce qui est de trous noirs célibataires, sans compagnon qui tourne autour, il y a bien peu d’espoir de détection. La lentille gravitationnelle est difficile à détecter pour un trou noir seul; elle nécessite habituellement une masse beaucoup plus grande. L’accrétion de matière, phénomène qui ne dure que tant qu’il y a de la matière aux alentours, possède un débit lumineux trop faible pour parvenir jusqu’à la Terre; le «moteur» est là, mais il lui manque du carburant. Cependant, si un trou noir se trouvait dans un système binaire, ce manque de carburant pourrait être comblé par le gaz de son compagnon.

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