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Le trou noir

La limite de Schwarzschild (II)

Comme nous l'avons évoqué, en 1932, Subrahmanyan Chandrasekhar alors à l'Université de Cambridge et Lev Landau de l'Université de Moscou ont démontré que des astres parvenus au stade final de leur évolution, froids et sans réactions nucléaires pouvaient s'effondrer sous leur propre poids, au point de dépasser le stade d'étoile à neutrons. Si l'étoile à présent inerte atteint le rayon critique de Schwarzschild pour une masse finale supérieure à environ 3 M, elle se trouve dans un équilibre instable où la gravitation essaye de vaincre les forces cinétiques qui règnent dans le noyau.

Quelques uns des spécialistes ayant élaboré le concept d'étoile effondrée jusqu'à la singulartité (sans encore le nommer trou noir). De gauche à droite, Karl Schwarzschild, Albert Einstein, Roy Kerr, Robert Oppenheimer, Lev Laudau et Yakov Zel'dovitch. Documents AIP/HG, Voigt, AIP et Sonoma.

Ainsi que nous l’avons entrevu à propos de l’évolution des étoiles à neutrons, sous l'effet de la gravitation, passé la limite de Landau-Oppenheimer-Volkoff ou limite LOV (également appelée limite Tolman-Oppenheimer-Volkoff ou limite TOV), la force de répulsion engendrée par la pression du gaz de neutrons dégénéré devient insuffisante. Cela s'explique facilement avec une petite formule.

Lorsqu'une particule est au repos, la force gravitationnelle varie en fonction inverse du carré de la distance. Une fois en mouvement, cette force varie en fonction inverse du cube de la distance. Dès lors, les forces de répulsions du noyau n'ont plus la possibilité de retenir les forces gravitationnelles. Pour équilibrer cette force, les neutrons doivent acquérir une vitesse très proche de celle de la lumière. Et c'est ici que Ralph Fowler bloqua sur la solution. Car en vertu de la loi d'équivalence d'Einstein E = mc2, la masse des particules dégénérées devient aussi très importante. Cette masse supplémentaire accélère l'effondrement de l'étoile, si bien qu'en cherchant à se maintenir en équilibre, les neutrons accentuent l'effet gravitationnel. La masse du coeur de l’étoile franchissant la limite de Landau-Oppenheimer, l'étoile parvient à se contracter un peu plus et perce le front de résistance des neutrons. Si elle franchit ensuite le rayon de Schwarzschild, sans exploser elle se dérobe au regard des observateurs et constitue ce qu'on appelle un trou noir. Eddington l'avait bien pressentit mais il ne l'avait pas bien exprimé mathématiquement.

L' effondrement d'une étoile massive est d'autant plus rapide que sa propre masse accélère l'effet gravitationnel. Document ThinkQuest adapté par l'auteur.

En fait la matière continue à s'effondrer à une vitesse supérieure à celle de la lumière mais sous une limite invisible dénommée l'horizon des évènements qui n’est autre que le rayon de Schwarzschild. L'espace-temps est tellement incurvé sous sa propre densité d'énergie qu'il est réduit à l'échelle de Planck, soit 20 ordres de grandeur en dessous de la taille du proton ou 10-33 cm !

La deuxième erreur d'Einstein

En 1939, Einstein qui était persuadé que l'Univers était statique et donc qu'il n'avait jamais connu d'état condensé et avait toujours était tel qu'il était, était opposé à la théorie de "l'atome primitif" de Lemaître et publia un article dans lequel il développa mathématiquement l'idée qu'un système physique ne pouvait pas être plus petit que le rayon de Schwarzschild.

Einstein prit l'exemple de l'évolution d'un amas de particules en contraction. A mesure que son rayon diminue, la gravitation devient plus forte et finalement, lorsque le rayon tend vers le rayon de Schwarschild, les particules atteignent la vitesse de la lumière, ce qui est impossible selon la relativité. Einstein conclut sa démonstration en déclarant que de ce fait "les singularités de Schwarzschild n'existent pas dans la réalité physique".

Il est ironique de constater qu'Einstein utilisa sa propre théorie pour nier l'existence des trous noirs ! Comme quoi on peut être un génie et clairvoyant et malgré tout conserver des préjugés comme le fit en son temps Eddington vis-à-vis de la théorie de Chandrasekhar.

Quelques spécialistes des trous noirs. De gauche à droite, Subrahmanyan Chandrasekhar, Igor Novikov, John Wheeler, Roger Penrose, Donald Lynden-Bell et Leonard Susskind. Documents Université de Syracuse (USA), V.I.Goldanskii, U.Texas, Conexion Event Management, Kavli Prize et Alchetron.

Les cordes au secours des singularités

Dans une singualité, à l'échelle de Planck, la matière où ce qu'il en reste se trouve dans un état qui obéit aux lois encore mal maîtrisées de la gravité quantique : la matière subit des accélérations gravitationnelles et des pressions inouïes et en même temps la moindre perturbation, même le déplacement d'un électron engendre des fluctuations quantiques tellement chaotiques et violentes, que même le temps perd sa signification, devenant une composante spatiale qui se déchire en permanence sous forme de quanta en vertu des relations d'incertitudes de Heisenberg.

Passé la limite ou rayon de Schwarzschild, c'est-à-dire sous l'horizon externe, les calculs montrent que la matière est définitivement inaccessible. Manquant de théorie complète, on considère que la matière perd ses propriétés car nous ne pouvons plus la modéliser sur bases des théories "classiques" : dans le cadre de la relativité générale, la matière est condensée et finit par atteindre la singularité dans son sens mathématique, un point singulier où mathématiciens et physiciens théoriciens butent sur des solutions d'équations qui divergent; la masse d’un trou noir par exemple devient infinie tout comme la courbure de l'espace-temps. Et comme on ne peut appréhender le concept d'infini, nous sommes aujourd'hui dans une impasse intellectuelle ou plutôt dans une singularité !

Quelques spécialistes des trous noirs. De gauche à droite, Kip Thorne, Stephen Hawking, Michio Kaku, Jean-Pierre Luminet, Matt Visser et Samir Mathur. Documents D.R., Jaime Travezan, D.R., Eric Fougere, D.R, D.R.

Néanmoins, nous verrons un peu plus loin que depuis quelques années, quelques percées se dessinent, notamment la théorie des cordes qui propose quelques solutions intéressantes, en particulier grâce aux travaux de Samir Mathur ainsi que la théorie de la gravité quantique à boucles médiatisée par Carlo Rovelli qui traite l'espace-temps de manière quantifiée.

En attendant continuons d'examiner les trous noirs dans le cadre de la théorie de la relativité générale, celle qui fait encore partie du paradigme supporté par la majorité des physiciens et astrophysiciens.

L'étude des singularités

Les singularités sont des entités extrêmement importantes car on peut en tirer quelque chose en analyse complexe, cette branche des mathématiques qui étudie les fonctions définies sur un domaine du plan complexe (fonctions holomorphes). Ainsi, les singularités peuvent être définies par des fonctions analytiques, c'est-à-dire des fonctions déterminées en chacun des points de leur domaine ou région. Grâce à cette représentation, on peut étudier leurs comportements réels car la dérivée d'une fonction holomorphe est une dérivée réelle dans son sens mathématique. On peut donc évaluer sa vitesse, etc. A l'inverse, les singularités complexes sont des points dans le domaine de la fonction mais dont la fonction n'est plus analytique. Ici c'est la grande inconnue.

Les singularités sont classées en deux grandes catégories : les singularités isolées et non isolées.

Les singularités isolées comprennent plusieurs espèces dont le point singulier, les pôles de différents ordres, les singularités essentielles ou pôles d'ordre infini, les singularités logarithmiques, les singularités de Whitney, les singularités remplaçables, ces dernières pouvant être associées à des nombres complexes et remplacées par une fonction imaginaire où intervient le théorème de Riemann, etc.

Les singulatités non isolées peuvent représenter les limites naturelles d'un domaine (univers sans bord) ou une impasse (branche coupée).

Document Mondolithic Studio.

Par définition on ne peut pas étudier une singularité complexe si par exemple elle concerne les propriétés d'une structure à l'échelle de Planck, car aucune théorie actuelle ne peut expliquer les propriétés de la matière ou des interactions en dessous de cette échelle. Comment procéder ? Personne ne le sait vraiment et seuls des mathématiciens, des astrophysiciens théoriciens ou des physiciens théoriciens spécialisés dans les formes de géométries spatiales et les distorsions de l'espace-temps peuvent s'aventurer sur ces sentiers non balisés. Ils essayent par exemple d'y appliquer les lois de la gravité quantique mais on découvre que les dimensions perdent leur caractère continu et se séparent en intervalles individuels ou quanta. C'est en ce sens que la matière et le temps n'existent plus sous le rayon de Schwarzschild car nos lois ne sont pas encore capables de décrire cet environnement dont la représentation concrètes relève du défi inbtrellectuel.

Nous n’irons pas plus loin dans cette description, tout d’abord parce que le sujet est déjà très indigeste pour les spécialistes, mais surtout parce qu’il n’existe pas encore de théorie complète de la gravité quantique; les étagères sont vides ! Nous nous trouvons dans une situation très particulière dans laquelle les théoriciens doivent trouver de nouveaux outils de travail en essayant de marier la physique quantique et la relativité générale dans une théorie unifiée des champs.

En attendant ce jour qui sera marqué d'une pierre blanche, comment peut-on expliquer l'état de cette "matière" ? En fait, on ne peut pas encore l’expliquer sur base du modèle Standard mais différentes théories permettent d’élaborer un modèle compatible (cohérent) avec les observations, ce que nous allons décrire dans les prochaines pages.

Le lecteur attentif peut se demander comment peut-on étudier une singularité et développer des modèles si nos théories ne s'y appliquent pas ? Comment peut-on d'un côté affirmer qu'un trou noir est une singularité et donc un concept inaccessible à l'expérience et d'un autre côté proposer des simulations décrivant ses propriétés et ses effets sur l'environnement ?

En fait, quand les astrophysiciens expliquent ce qu'est un trou noir au public y compris aux journalistes scientifiques, ils ont tendance à simplifier et à prendre des raccourcis intellectuels qu'ils ne prendraient pas devant leurs confrères où chaque mot technique à un sens particulier.

Pour un scientifique le terme singularité fait directement référence au concept mathématique alors qu'évoquer un trou noir fait penser à l'objet astrophysique; les deux concepts ne s'appliquent pas dans le même contexte et en pratique mieux vaut ne pas les mélanger.

Concrètement, il y a deux points de vue et deux façons d'étudier les trous noirs. D'une part l'approche théorique où l'on théorise, conceptualise les équations d'état et la singularité avec leurs effets gravito-métriques et quantiques mais déliés de tout lien avec la réalité même si l'analyse peut conduire à des prédictions concrètes (cf. le rayonnement Hawking, les forces de marée, etc., sur lesquels nous reviendrons). D'autre part l'approche pratique, astrophysique fondée sur des données observables, c'est-à-dire les effets que produisent les trous noirs sur leur environnement et mesurés avec des instruments. Ce que les astronomes détectent avec leur radiotélescope ou les satellites ne sont pas du tout des singularités spatio-temporelles mais des émissions X, thermiques ou lumineuses qui sont les signatures de l'interaction du trou noir avec la matière qu'il accrète. Ensuite, c'est le rôle des astrophysiciens théoriciens ou des physiciens de vérifier si leurs modèles numériques sont conformes aux observations et prédisent effectivement ce type d ephyénomène où s'il convient de les affiner sur bases des nouvelles données.

Dans cet article, nous allons d'abord décrire les trous noirs théoriquement comme cela débuta historiquement puis nous verrons ce que les observations nous ont apprises et dans quelles mesures les modèles se rapprochent de la réalité.

Mais avant de décrire concrètement la topologie et les effets d'un trou noir, décrivons brièvement les différentes familles de trous noirs.

La famille des trous noirs

Bien que tous les trous noirs résultent d'un effondrement gravitationnel, ils n'ont pas tous la même origine et n'évoluent pas tous de la même façon. Il existe trois types de trous noirs plus trois supplémentaires plus spéculatifs :

Le trou noir stellaire

Il s'est formé suite à l'effondrement d'une étoile massive (> ~3 M sur la Séquence principale). D'un rayon réduit à quelques kilomètres, sa densité est extrêmement élevée et présente un disque d'accrétion. C'est le plus commun.

Estimation du nombre de trous noirs stellaires par galaxie. 100 millions est un chiffre raisonnable. Document J.Bullock et al. (2016).

Selon une étude statistique, on compte un trou noir stellaire pour 1000 étoiles sachant qu'une supernova sur 1000 se transforme en trou noir. Il existerait donc plus de 100 millions de trous noirs stellaires dans la Voie Lactée. Cet ordre de grandeur fut confirmé par une autre étude statistique réalisée par James Bullock de l'Université de Californie à Irvine et son équipe publiée en 2017 dans les "MNRAS" (en PDF sur arXiv).

Bien que les trous noirs soient en théorie très nombreux, paradoxalement étant donné leur petite taille, ils ne sont pas faciles à débusquer, même en tenant compte des effets sur leur environnement sur lesquels nous reviendrons.

A ce jour, on a localisé une bonne dizaine de trous noirs stellaires potentiels dont le plus proche se situe à 1600 années-lumière; il s'agit de XTE J1819-254 situé dans le Sagittaire. Découvert en 1999 grâce au satellite Beppo-SAX, il fut tout d'abord confondu avec une étoile variable d'où sa première désignation V4641 Sgr. En réalité il s'agit d'un système binaire X composé d'une étoile bleue massive de type spectral B9 III et d'un trou noir stellaire de 7.1M qui lui arrache de la matière en émettant des bouffées de rayons X (2-12 keV) et des contreparties optiques. Sa période est de 2.8 jours.

Un autre candidat est le système binaire X GRS 1915+105 alias V1487 Aquilae situé à 35900 années-lumière dans l'Aigle constitué d'une étoile ordinaire de type spectral K/L III et d'un trou noir stellaire de 14 M. C'est le premier trou noir stellaire découvert dans la Voie Lactée présentant des jets superluminiques. On y reviendra.

Le trou noir intermédiaire

De son nom complet le trou noir de masse intermédiaire, IMBH en abrégé (Intermediate-Mass Black Hole), il présente une masse comprise entre celle du trou noir stellaire et du trou noir supermassif soit entre environ 100 et 100000 M. Etant donné sa masse élevée, il ne résulte pas d'un effondrement stellaire mais plutôt de l'accrétion d'objets massifs.

Ce type de trou noir expliquerait les émissions de rayons X des sources ULX (Ultra-Luminous X-ray sources) découvertes dans les amas ouverts et globulaires ainsi que dans le coeur de la Voie Lactée. En effet, ces émissions sont plus puissantes que celles émises par les étoiles effondrées mais moins puissantes que celles des trous noirs supermassifs actifs.

Plusieurs candidats potentiels ont été détectés dont M82 X-1 en 2005 et un objet dans l'amas globulaire Oméga Centaure en 2008 mais l'interprétation reste incertaine et controversée.

Ensuite, en 2013 l'équipe de Amy Reines publia dans l'"Astrophysical Journal" les résultats de l'analyse de 151 galaxies naines extraites du sondage SDSS R8 dont 136 candidates présentaient un AGN et donc potentiellement un trou noir actif. Grâce à un modèle galactique dénommé "starlight" qui permet de soustraite la population stellaire, dans toutes ces galaxies les chercheurs découvrirent des trous noirs d'une masse virielle comprise entre 100000 et 1 million de masses solaires.

A gauche, sélection par l'équipe de A.Reiners de galaxies naines contenant un AGN abritant un trou noir intermédiaire ou supermassif actif. Les images composites extraites du sondage SDSS R8 mesurent 50''x50". A droite, images optiques (HST) de 4 parmi les 10 galaxies abritant un trou noir intermédiaire découvertes par Ivan Katkov et ses collègues en 2018. La contrepartie rayons X où se trouve le trou noir intermédiaire est indiquée par le cercle rouge. Les nombres indiquent la masse virielle indiquée en masses solaires. Documents A.Reines et al. (2013) et I.Katkov et al. (2018).

Un autre candidat fut découvert en 2016 dans l'immense nuage moléculaire CO-0.40-0.22 mesurant 150 trillions de kilomètres de diamètre soit ~16 années-lumière situé à 200 années-lumière de Sagittarius A*, le trou noir supermassif situé au centre de la Voie Lactée. La masse de ce trou noir intermédiaire atteindrait 100000 M pour un rayon inférieur à 1 UA.

Puis, en 2018 l'astronome Ivan Katkov de l'Université d'État de Moscou (MSU) et ses collègues ont annoncé dans l'"Astrophysical Journal" (en PDF sur arXiv) avoir identifié 10 trous noirs intermédiaires dans le coeur de galaxies extérieures dont 5 n'avaient jamais été détectés. Leur masse varie entre ~36000 et 316000 M.

Les chercheurs ont analysé les données d'environ 1 million de galaxies du sondage SDSS R7 à la recherche de traces lumineuses tels qu'en émettent les disques d'accrétion des trous noirs. Sur 305 candidats retenus, ils ont ensuite utilisé la méthode d'étalonnage développée par l'équipe de Amy Reines décrite ci-dessous à droite et comparé ces données à celles des satellites X Chandra et Swift pour localiser sans évoque ces trous noirs intermédiaires.

A gauche, une image composite de M82 prise en 2010 combinant l'image X prise par le satellite Chandra, l'image visible prise par le HST et l'image infrarouge prise par le télescope spatial Spitzer. Le trou noir intermédiaire M82 X-1 est l'objet le plus brillant dans l'encart, dans le secteur nord-est. Au centre, illustration du trou noir intermédiaire découvert en 2016 dans le nuage moléculaire géant CO-0.40-0.22 situé au coeur de la Voie Lactée à 200 a.l. de Sgr A*. A droite, schéma expliquant la méthode utilisée en 2018 par I.Katkov et ses collègues pour déterminer de la masse d'un trou noir situé au coeur d'un AGN à partir des spectres optiques en utilisant la méthode d'étalonnage de A.Reines et son équipe. Rangée du haut : Zoom sur un trou noir ayant un disque d'accrétion et ionisant le milieu interstellaire dans sa galaxie hôte. Les nuages de gaz denses dans le voisinage immédiat du trou noir (0.001 -0.1 pc, région à large raie ou BLR) sont virialisés (relaxés) et se déplacent à des vitesses allant jusqu'à des milliers de km/s, élargissant ainsi les raies de recombinaison des transitions permises (hors raies interdites). Les nuages de gaz raréfiés plus éloignés du trou noir (≤ 1 kpc, région de raie étroite ou NLR) se déplacent beaucoup plus lentement (jusqu'à quelques centaines de km/s) et émettent également dans des raies ou transitions interdites. Toutefois, la forme de la raie étroite dépend de la morphologie exacte de la NLR. Rangées du milieu et du bas : Modélisation du contenu stellaire d'une galaxie en comparant son spectre à des modèles de population stellaires dont le modèle "starlight". Ensuite, correspondance des raies d'émissions résiduelles en utilisant la même forme non paramétrique pour toutes les raies détectées, puis en ajoutant des composantes gaussiennes à large raie dans les raies de l'hydrogène de Balmer. Si les résultats sont sensiblement différents, les chercheurs ont pu estimer la masse virielle du trou noir à partir de la largeur et de la luminosité des composantes de la raie large en utilisant l'étalonnage de Reines et son équipe. Documents NASA/ESA/CXC/H.Geng et al., Keio University et I.Katkov et al. (2018) adapté par l'auteur.

Ces découvertes suggèrent que des trous noirs intermédiaires pourraient se cacher dans de nombreuses petites galaxies et seraient même omniprésents dans l'univers local. Mais du fait qu'ils brillent peu et sont invisibles à grandes distances, on ne peut les découvrir que dans les galaxies proches. C'est donc un défi de pouvoir les localiser parmi les innombrables étoiles qui sont rassemblées dans les bulbes galactiques. Il est donc normal de découvrir assez peu de trous noirs intermédiaires.

Katkov et ses collègues vont à présent utiliser l'un des télescopes Magellan de 6.5 m installé à Las Campanas au Chili pour inspecter 13 autres candidats et espèrent en répertorier beaucoup plus grâce au futur satellite eROSITA-X qui devrait être lancé en 2019.

L'astronome Abraham (Avi) Loeb de l'Université d'Harvard précise qu'en général, plus la masse des trous noirs intermédiaires est grande, plus les bulbes stellaires des galaxies qui les hébergent sont grands. Une relation similaire est également observée avec les trous noirs supermassifs. Cela suggère que le processus formant les trous noirs est le même que celui qui forme les galaxies; il commence par les plus petites galaxies et se poursuit jusque dans les plus grandes d'entre elles.

La meilleure preuve de l'existence des trous noirs intermédiaires est probablement l'éruption survenue en 2003 suite à la destruction d'une étoile par un IMBH détectée grâce au satellite rayons X Chandra de la NASA et confirmée ensuite par le satellite XMM-Newton de l'ESA et le satellite gamma Swift de la NASA. En effet, dans une étude publiée en 2018 dans la revue "Nature Astronomy", Dacheng Lin de l'Université du New Hampshire et ses collègues, ont décrit les résultats de l'analyse d'une puissante éruption X de moins de 3 keV (luminosité de ~1043 erg/s) apparue à environ 40700 années-lumière du centre d'une grande galaxie lenticulaire cataloguée 6dFGS gJ215022.2-055059 présentée ci-dessous, vraisemblablement émise par l'une des étoiles d'un amas stellaire. Le phénomène s'affaiblit en l'espace de 10 ans en suivant approximativement le modèle des TDE ou perturbation par effet de marée (voir page 4). Le disque thermique s'est refroidi de manière significative à mesure que la luminosité X diminua, une caractéristique de l'état thermique souvent observé dans des trous noirs accrétants de masse stellaire.

A gauche, la galaxie 6dFGS gJ215022.2-055059 photographiée par le Télescope Spatial Hubble sur laquelle est superposé l'enregistrement de l'éruption rayons X (en dessous à gauche) détectée en 2003 grâce au satellite Chandra. Cette éruption X fut vraisemblablement produite lors de l'interaction d'un TDE avec un trou noir de masse intermédiaire. A droite, évolution de l'éruption X entre 2006 et 2009. Documents NASA/ESA/STScI/CXC.

Selon les auteurs, cette signature couplée à des luminosités X très élevées, des spectres de rayons X ultrasoniques et l'évolution caractéristique en loi de puissance de la courbe de lumière constituent des preuve solides que la source astrophysique abrite un trou noir de masse intermédiaire de plusieurs dizaines de milliers de masses solaires. Cet évènement démontre que l'un des moyens les plus efficaces pour détecter les trous noirs de masse intermédiaire est par le biais des éruptions X des TDE dans les amas stellaires.

Le trou noir supermassif

Situé au centre d'une galaxie, il est issu d'un effondrement stellaire qui s'est produit voici plusieurs milliards d'années voire même plus de 10 milliards d'années. Le trou noir supermassif a accrété tellement de matière que sa masse peut atteindre des dizaines de milliards de fois celle du Soleil ! Selon une étude publiée en 2015 à partir des données de Chandra, sa masse minimale est d'environ 50000 M et il pourrait ne pas y avoir de limite supérieure.

On trouve donc les trous noirs supermassifs au centre des galaxies dont la Voie Lactée (cf. Sagittarius A*) où ils sont actifs, c'est-à-dire émettant des jets, tant qu'ils sont alimentés et que la force de gravité du disque d'accrétion est supérieure à la luminosité d'Eddington (voir plus loin). Les plus massifs se trouvent souvent au sein de galaxies elliptiques géantes.

Le diamètre d'un trou noir supermassif (mesuré sur l'horizon des évènements) varie entre environ un milliard de kilomètres (~3 UA de rayon) et probablement plus de 300 milliards de kilomètres soit un rayon pouvant dépasser 1000 UA !

Ces trous noirs supermassifs sont tellement gigantesques qu'ils présentent une très faible densité au point qu'on ne ressent pas les forces de marée près des plus massifs. Certains sont même dépourvus de disque d'accrétion. Ce type de trou noir doit dépasser une masse de 300 millions de M, la masse de Hills, pour être capable d'absorber les étoiles sans les disloquer.

On reviendra sur les paramètres des trous noirs et en particulier sur les supermassifs car leur présence explique l'activité de nombreuses galaxies à noyau actif (ULIRG, quasars et autres AGN).

Le trou noir supermassif par effondrement direct (direct collapse)

Découvert en 2003 à partir de simulations numériques du quasar CR7 réalisées par Volker Bromm et Avi Loeb, il s'agit d'un objet théorique mais dont l'existence se concrétise jour après jour.

Illustration de l'objet 29323 analysé par Fabio Pacucci et ses collègues qui pourrait être un trou noir par effondrement direct. Si Hubble ne détecte pratiquement rien en lumière visible (image en dessous à droite), en rayons X, il brille autant qu'une galaxie proche (en haut à droite). Document NASA/CXC/M.Weiss/F.Pacucci.

En 2016, Bromm et son équipe ont découvert grâce au télescope VLT que le spectre de l'objet CR7 situé à 12.7 milliards d'années-lumière à z=7 présentait de manière inattendue des raies de l'hydrogène (raie Lyman alpha) plus brillantes que d'habitude et surtout celle de l'hélium II ionisé qui n'était pas prévue par les modèles, mais aucune trace d'éléments plus lourds. Dans leur article publié dans les "MNRAS", les chercheurs expliquent que la raie de l'hélium ionisé à 164 nm est la signature d'un gaz porté à environ 100000 K par le rayonnement UV intense qui peut être celui d'un amas stellaire de Population III.

Selon Bromm et ses collègues, CR7 serait le premier exemple où une nappe de gaz chaude et massive est en train de s'effondrer directement en trou noir supermassif sans passer par le stade intermédiaire d'étoile. Toutefois, selon une autre étude publiée par David Sobral et ses collègues, CR7 serait plutôt un amas stellaire de Population III en train de réioniser l'univers.

Depuis cette annonce, sur base des observations du satellite X Chandra dans le cadre du sondage CANDEL/GOODS-S effectué entre les longueurs UV et proche IR, d'autres candidats au titre de trous noirs par effondrement direct ont été découverts dont Fabio Pacucci de l'Ecole Nationale Supérieure de Pise et ses collègues se sont fait l'écho dans les "MNRAS" en 2016 parmi lesquels les objets catalogués 29323 et 33160. Dans les deux cas, la masse de gaz en effondrement direct représente au moins 100000 M.

Si ces découvertes sont confirmées, il s'agirait alors d'un nouveau type de trou noir supermassif mais qui ne se serait formé que dans l'univers primordial. Son avantage est d'expliquer plus facilement la formation des trous noirs supermassifs moins d'un milliard d'années après le Big Bang. Pour en avoir la certitude, nous devrons attendre le lancement du télescope infrarouge JWST en 2021 dont la résolution est supérieure à celles des plus grands télescopes terrestres actuellement opérationnels (~0.1" à la longueur d'onde de 2 microns avant traitement d'image contre 02" à 0.4" pour le VLT). Sachant que l'optique adaptative CONICA/NAOS du VLT de 8.20 m offre une résolution de 2 mas à 2 microns et de 20 mas à 20 microns, on peut s'attendre à ce que le JWST nous offre des images d'une résolution à couper le souffle.

Autres espèces de trous noirs

En plus des trous noirs de Schwarzschild (sans rotation) et de Kerr (en rotation), il faut ajouter trois entités plus théoriques voire spéculatives :

- le trou noir de Reissner-Nordström surnommé le "trou noir électrique" qui est chargé électriquement. Généralement les particules chargées s'annulent avec leur opposé ou sont négligeables dans un corps célestes du fait que les effets du plasma créent un courant qui compense les charges. Mais en théorie un trou noir peut accumuler des charges électriques, des électrons et des protons qu'il a capturé dans le milieu interstellaire, ajoutant un paramètre Q mesurable qui représente le spin du moment cinétique (ou moment angulaire).

Un trou noir électrique. Document T.Lombry.

On a calculé que la charge électrique maximale d'un trou noir de 10 M peut atteindre ±1022 C soit 1040 fois celle de l'électron valant -1.602x10-19 C. Ce type de trou noir peut être statique (trou noir de Reissner-Nordström) ou en rotation (trou noir de Kerr-Newman) et s'il atteint une valeur de spin maximale, comme le trou noir de Kerr, ses deux horizons se rejoignent et se disloquent, mettant à nu la singularité (voir plus loin). On estime qu'il est peu probable que ce type de trou noir existe mais rien ne l'interdit.

- le trou noir primordial né durant la phase primordiale de l'Univers (entre 10-43 et 1 s) dont la masse oscille entre 10-5 g et 105 M selon l'époque de leur formation. La taille moyenne des plus petits est d'environ 10-11 mm. Leur durée de vie étant proportionnelle au cube de leur masse, ceux dont la masse atteignait 1012 kg se sont évaporés en moins de 14 milliards d'années. On y reviendra brièvement en cosmologie à propos du Big Bang et en détails en fin de dernière page car pour l'instant cela reste un concept qui n'a jamais été confirmé par l'observation, mais de nouveau rien n'interdit son existence.

- le trou noir virtuel né d'une fluctuation quantique et dont par nature la durée de vie est temporaire bien que ce terme soit relatif. Sa masse comme sa taille seraient à l'échelle de Planck. Avec le temps, certains d'entre eux peuvent toutefois atteindre une masse de 1 M et survivre 1064 ans tandis que ceux ayant une masse inférieure à 1012 kg se seraient évaporés aujourd'hui. Ce concept fut imaginé par Stephen Hawking en 1974 (voir également son article de 1996).

Voyons à présent la structure et les paramètres caractérisant un trou noir de Kerr, le plus commun.

Prochain chapitre

Topologie et paramètres

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