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LES TROUS NOIRS

B. La demographie des trous noirs




PREMIERE CARACTERISTIQUE : LA MASSE
Un trou noir est un objet céleste défini par son champs gravitationnel. Ce champ étant induit par l’énergie, la caractéristique primaire d’un trou noir est sa masse.

DEUXIEME CARACTERISTIQUE : LA ROTATION
Un trou noir est conventionnellement engendré par l’implosion d’une étoile ultra massive. On admettra que si le corps originel possédait une rotation, le trou noir en possédera une également. Sa représentation relativiste se traduira alors par une torsion de l’espace temps.
Cette même torsion provoque un entraînement accentué des rayonnements électromagnétiques.

TROISIEME CARACTERISTIQUE : LA CHARGE
La charge d’un trou noir, qu’elle soit de nature électrique ou magnétique, est la résultante d’une charge antérieure à la formation du trou noir. On notera que cette caractéristique est théorique: les trous noirs chargés devraient avoir disparus, étant donné que naturellement tout corps chargé tend à la neutralité par attirance de la charge de signe opposé.


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Trou noir de Schwarzschild

Il s’agit du premier et plus simple modèle de trou noir, car il est statique et non chargé. Cependant, on peut affirmer qu’un trou noir de ce type est improbable car sa masse serait sa seule caractéristique. Après la publication de la théorie de la relativité générale par Einstein, Karl Schwarzschild trouve en 1916 une solution exacte aux équations d'Einstein qui décrit le champ gravitationnel produit par un corps à symétrie sphérique dans le vide. Grâce à cela, il établit ce que l’on appellera la sphère de Schwarzschild, définie par le fameux « rayon de Schwarzschild ». Cette zone délimite l’horizon des événements ; zone à partir de laquelle même la lumière ne peut ressortir du champ gravitationnel. On note par ailleurs la présence d’une sphère de photons, espace dans lequel les photons restent en orbite. Cependant, elle reste instable et les photons n’y sont satellisés que pour un certain temps ; deux cas de figure se présentent alors à eux : chuter vers la singularité ou sortir de son emprise par accélération.

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Trou noir de Kerr

En honneur à Roy Kerr, le trou noir dit de Kerr, présente une particularité par rapport à celui de Schwarzschild ou de Nordstrøm : il possède un moment cinétique non nul, et par conséquent, il tourne. Ce modèle a été élaboré en supposant que l’étoile à l’origine du trou noir, possédant un moment cinétique, l’a transmis en déformant ainsi l’espace-temps par torsion sur lui-même. Du fait de sa rotation, la singularité prend une forme spéciale. En effet, elle n’est pas représentée en tant que « point » mais en tant qu’ « anneau ». De plus, le trou noir acquiert par cette rotation une forme aplatie, à l’instar de tout corps céleste en rotation. On trouve dans le trou noir de Kerr, la présence d’une ergosphère : volume elliptique dans lequel le vecteur vitesse d’un corps est forcément modifié. On notera que ce corps n’est pas condamné à chuter dans la singularité : si son énergie est suffisante, il peut acquérir une vitesse de libération qui le propulsera en dehors de l’emprise gravitationnelle.
Comme la représentation de Reissner-Nordstrøm, le trou noir de Kerr possède deux horizons des événements : un horizon extérieur et un autre intérieur ; toutefois, dans la modélisation de Kerr, le double horizon est dû à la rotation du trou noir (force centrifuge) et non à sa charge. L’horizon intérieur est la frontière « du non retour » et l’horizon extérieur est la limite que seuls les corps de masse importante peuvent franchir : les particules légères sont expulsées par la force centrifuge du trou noir. On notera que la masse minimale pour franchir cet horizon est fonction du moment cinétique. D’autre part, plus le trou noir tourne vite, plus les deux horizons se rapprochent.

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Un élément caractérise plus particulièrement ce modèle : la présence de deux sphères de photons. L’une est corotative (elle tourne dans le sens de rotation du trou noir) et l’autre est contrarotative (elle tourne dans le sens inverse) ; ces deux sphères ont un même centre. Plus le trou noir tourne vite, plus les deux sphères seront distinctes. Un trou noir de moment cinétique non nul possède donc également deux sphères de photons : celles-ci se confondent.

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Trou noir de Reisner-Nordström

Ce trou noir défini par les deux physiciens (Reissner et Nordström) peut s’assimiler au trou noir de Schwarzschild, à une différence près : sa charge est non nulle.
En effet, la singularité et la sphère de photons sont identiques mais il existe un double horizon des évènements : l’horizon extérieur est lié à la force gravitationnelle du trou noir et l’horizon intérieur est lié à la charge du trou noir, de nature électrique.
Ainsi, à l’approche de l’astre, un corps est attiré vers la singularité (attraction gravitationnelle), quelque soit sa charge. C’est entre les deux horizons que les charges interviennent : si elles sont complémentaires, le corps poursuit sa chute et tombe dans l’horizon intérieur ; si les charges sont identiques, alors le corps est repoussé par la singularité (ici chargée) et reste à l’extérieur de l’horizon interne.

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A. Les trous noirs primordiaux et galactiquessuiteIII. Observation et détection, l'invisible se dévoile
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