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Index des sujets :
- – Trous noirs et trous de ver Introduction
- – Étoiles, Supernovas et étoiles à neutrons
- – Création des trous noirs
- – Théorie des trous noirs & Rayonnement de Hawking
- – Horizon des événements et disque d’accrétion
- -. Singularités
- – Trous de ver
- – Conclusion
La masse d’un trou noir est concentrée en un seul point, profondément dans son cœur, et ne peut clairement pas être vue. Le « trou » qui peut, en principe, être vu (bien que personne n’ait jamais réellement vu un trou noir directement) est la région de l’espace autour de la singularité où la gravité est si forte que rien, pas même la lumière, la chose la plus rapide de l’univers, ne peut s’échapper, et où la dilatation du temps devient presque infinie.
Un trou noir est donc délimité par une surface ou un bord bien défini appelé « horizon des événements », à l’intérieur duquel rien ne peut être vu et rien ne peut s’échapper, car la vitesse de fuite nécessaire serait égale ou supérieure à la vitesse de la lumière (une impossibilité physique). L’horizon des événements agit comme une sorte de membrane à sens unique, semblable au « point de non-retour » que connaît un bateau lorsqu’il s’approche d’un tourbillon et atteint le point où il n’est plus possible de naviguer à contre-courant. Ou, pour voir les choses autrement, à l’intérieur de l’horizon des événements, l’espace lui-même tombe dans le trou noir à une vitesse théorique supérieure à celle de la lumière.
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Horizon des événements, disque d’accrétion et jets de rayons gamma d’un trou noir
(Source : Encyclopédie des sciences sur Internet : http://www.daviddarling.info/
encyclopédie/E/event_horizon.html – Crédit & © : Astronomie / Roen Kelly)
L’horizon des événements d’un trou noir provenant d’une étoile explosant avec une masse de plusieurs fois celle de notre propre Soleil, serait peut-être de quelques kilomètres de diamètre. Cependant, il pourrait ensuite grandir au fil du temps en avalant de la poussière, des planètes, des étoiles, voire d’autres trous noirs. Le trou noir au centre de la Voie lactée, par exemple, est estimé avoir une masse égale à environ 2 500 000 soleils et avoir un horizon des événements de plusieurs millions de kilomètres de diamètre.
La matière, comme le gaz, la poussière et d’autres débris stellaires qui se sont approchés d’un trou noir mais ne sont pas tout à fait tombés dedans, forme une bande aplatie de matière en rotation autour de l’horizon des événements, appelée disque (ou disque) d’accrétion. Bien que personne n’ait jamais réellement vu un trou noir ou même son horizon des événements, ce disque d’accrétion peut être vu, car les particules en rotation sont accélérées à des vitesses énormes par l’énorme gravité du trou noir, libérant de la chaleur et de puissants rayons X et gamma dans l’univers lorsqu’elles se fracassent les unes contre les autres.
Ces disques d’accrétion sont également connus sous le nom de quasars (sources radio quasi-stellaires). Les quasars sont les corps les plus anciens connus dans l’univers et (à l’exception des sursauts gamma) les objets les plus éloignés que nous pouvons réellement voir, ainsi que les plus brillants et les plus massifs, éclipsant des trillions d’étoiles. Un quasar est donc un halo lumineux de matière qui entoure un trou noir en rotation et qui est attiré par celui-ci, l’alimentant ainsi en matière. Un quasar s’estompe en un trou noir normal lorsqu’il n’y a plus de matière à manger autour de lui.
Un trou noir non rotatif serait précisément sphérique. Cependant, un trou noir en rotation (créé par l’effondrement d’une étoile en rotation) se bombe à son équateur en raison de la force centripète. Un trou noir en rotation est également entouré d’une région de l’espace-temps dans laquelle il est impossible de rester immobile, appelée ergosphère. Ceci est dû à un processus connu sous le nom de « frame-dragging », par lequel toute masse en rotation aura tendance à « traîner » légèrement l’espace-temps qui l’entoure immédiatement. En fait, l’espace-temps dans l’ergosphère est techniquement entraîné plus rapidement que la vitesse de la lumière (par rapport aux autres régions de l’espace-temps qui l’entourent). Il peut être possible pour les objets dans l’ergosphère de s’échapper de l’orbite autour du trou noir mais, une fois dans l’ergosphère, ils ne peuvent pas rester stationnaires.
En raison également de l’extrême gravité autour d’un trou noir, un objet dans son champ gravitationnel subit un ralentissement du temps, appelé dilatation du temps gravitationnel, par rapport aux observateurs situés à l’extérieur du champ. Du point de vue d’un observateur distant, un objet tombant dans un trou noir semble ralentir et s’estomper, s’approchant de l’horizon des événements sans jamais l’atteindre. Finalement, à un point juste avant qu’il n’atteigne l’horizon des événements, il devient si faible qu’il ne peut plus être vu (tout cela à cause de l’effet de dilatation du temps).
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