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LES TROUS NOIRS

B. QU’EST-CE QU’UN TROU NOIR




On appellera trou noir un corps ou une énergie engendrant un champs gravitationnel si intense que la vitesse de libération – c’est-à-dire la vitesse minimale nécessaire pour quitter un champs gravitationnel – qui lui est associée dépassera celle de la lumière. Autrement dit, un trou noir peut se définir comme il le fut pour la première fois au dix-septième siècle : un corps de masse telle qu’il retient ses propres rayons.

Il existerait ainsi des lieux où le champ gravitationnel deviendrait si puissant qu’il ne pourrait être engendré que par un corps de masse infiniment grande mais de taille infiniment petite. Les théories quantiques et relativistes se verraient alors intimement confrontées. C’est là tout l’intérêt de ces objets célestes : la science moderne tend à la Grande Unification des physiques ; la quête éternelle de la Grande Équation…


1. Structure générale d'un trou noir

Nous aurons pour but de présenter les notions communes nécessaires à la suite de notre travail.

Nous aurons pour but dans les pages suivantes de présenter les notions communes nécessaires à la suite de notre travail.
Nous définirons donc trois éléments fondamentaux :
- une singularité (coeur où espace et temps se confondent)
- un horizon des évènements (disque noir)
- un disque d’accrétion (ce disque est composé de matière en orbite autour du trou noir; il s’assimile aux anneaux de Saturne)

a. Trou noir : représentation
Comment représenter un trou noir ? Autrement dit, comment représenter une masse infinie dans le continuum spatio-temporel ? Deux théories nous sont proposées: soit la courbure tend vers une verticalité asymptotique qui se termine par un point ; soit l’énergie troue littéralement la toile. Cette dernière hypothèse reste très prenante pour les physiciens, celle-ci ouvrant la voie aux mondes parallèles et à la conception branaire des univers. Toutefois, dans un souci de simplicité, nous adopterons la première représentation, la singularité du trou noir y apparaissant de manière claire.

b. Singularité
Bien que très mystérieuse, la singularité peut être définie comme le point de convergence de l’ensemble des forces gravitationnelles. Elle est la masse engendrant le champ de gravitation.

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Des notions très abstraites lui sont mathématiquement associées : par exemple, ce point de masse infinie est le point où espace et temps se confondent : le temps est nul.

c. Horizon des événements
On appelle horizon des événements la sphère géométrique au delà de laquelle la vitesse de libération est supérieure ou égale à celle de la lumière c. C’est donc le cercle que l’on perçoit comme un « trou noir », la lumière y étant prisonnière. On notera que ce voile que l’on associe souvent à une « censure céleste » reste le principal obstacle à la découverte de la singularité.

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d. Le disque d’accrétion
On appelle disque d’accrétion la matière en orbite autour du trou noir. Cette matière finira avec le temps par perdre son énergie et par être totalement engloutie.

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e. Accéleration et perte d'énergie

Lorsqu’un corps tombe vers la singularité, son mouvement n’est ni rectiligne, ni uniforme. La composante tangentielle de la trajectoire en spirale de cette chute se traduit par une perte d’énergie : lors de la chute, il y a émission de rayonnement électromagnétique.

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Cette propriété se révélera, nous le verrons, fondamentale quant à la détection des trous noirs.

f. Chute vers la singularité

La matière et le rayonnement électromagnétique peuvent tomber et franchir l’horizon des évènements.

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Impossible alors de s’échapper de l’emprise du trou noir.


g. Ejection de la matière

Imaginons un corps chutant vers la singularité ; celui-ci est animé d’un mouvement curviligne dont la distance à l’ axe de rotation varie au cours du temps. Le moment cinétique étant constant, la diminution du rayon est compensée par l’augmentation de la vitesse.

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Il y a donc accélération; ce gain d’énergie peut être suffisant pour libérer le corps de l’emprise gravitationnelle du trou noir. Ce raisonnement vaut pour tout corps ou tout rayonnement.
Ce phénomène est appelé effet fronde.


h. Mise en orbite de la matière

La matière et le rayonnement électromagnétique peuvent également gagner autant d’énergie par accélération qu’ils n’en perdent dans leur mouvement curviligne.

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Il y a alors satellisation.


i. Déviation de la matière ou du rayonnement

La matière et le rayonnement électromagnétique peuvent enfin être simplement déviés par le champ gravitationnelle.

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Ce phénomène est prépondérant dans l’explication des lentilles gravitationnelles.

2. Effet de marrée

Lorsqu’un corps est attiré par un champ gravitationnel, il n’est pas rigoureusement attiré de manière homogène : à cause de sa taille, il subit une attraction plus forte d’un côté. En effet, prenons un individu debout sur Terre : la distance d séparant le centre de la planète de ses pieds est inférieure à la distance d’ séparant ce même centre de sa tête. Les pieds sont donc davantage attirés que la tête. Bien entendu, l’attraction gravitationnelle de la Terre étant très faible, cette différence est négligeable. Aux abords d’un trou noir cependant, le delta gravitationnel devient significatif, au point de disloquer un corps lorsque ses forces de cohésion interne ne compensent plus les forces d’étirement.


Effet de marée formule:

- Soit ?F la différence d’attraction entre deux points (distants de h) du corps subissant le champ
- Soit G la constante de gravitation (6.67.10-11 N.m2.Kg-2)
Soit m la masse du corps engendrant le champ gravitationnel
Soit m’ la masse du corps subissant le champ gravitationnel
- Soit d la distance au centre du champ gravitationnel

Remarquons que cette formule n’est valable que pour une distance h négligeable devant d.


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Pour simplification, on admettra :
h << d
h2 << d2
hd << d2

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Notons que la masse du corps subissant la distorsion gravitationnelle est divisée par deux dans les calculs : en effet, s’agissant d’une distance, la masse ne peut être abordée comme concentrée en un point ; on supposera celle-ci répartie également sur chacun des points de mesure.

ON EFFECTUE LA DIFFERENCE DES FORCES GRAVITATIONNELLES APPLIQUEES EN DEUX POINTS DISTANTS DE h


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3. Historique des tous noirs

XVIIIe siècle : prédiction d’astres retenant la lumière par John Michell et Pierre Simon de Laplace.
1916 : L'Allemand Karl Schwarzschild trouve une solution aux équations d’Einstein, démontrant l’existence d’astres de masse infinie.
1967 : John A. Wheeler utilise pour la première fois les termes « trou noir ».
1979 : Peter Young et Wallace Sergent repèrent un trou noir au centre de la galaxie M87.
1996 : Reinhardt Genzel détermine la masse du trou noir galactique de la Voie Lactée : 2,5 millions de fois la masse du Soleil.
2001 : Le télescope spatial Chandra détecte de nombreux trous noirs.



A. Représentations conventionnellessuiteII. Le trou noir en disection, il y a trou noir et trou noir
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