a) Détection des trous noirs : | |||
Les
trous noirs, par leur caractère « invisible » ne se
détectent que par leurs effets sur l’environnement. On peut
distinguer deux grandes catégories de méthodes de détection
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- quand le trou noir est accompagné d’une étoile « normale », on parle alors | |||
de
système binaire. |
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- quand le trou noir est seul, on le dit alors célibataire. | |||
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Trou
noir dans un système binaire : |
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Etant
donné son fort champ gravitationnel, le trou noir peut avoir une
étoile comme satellite. C’est l’étude de la
lumière émise par cette dernière qui nous permet
de détecter le trou noir : dans un système binaire, les
deux astres tournent l’un autour de l’autre. Lorsqu’on
mesure le spectre infrarouge de l’étoile, on s’aperçoit
qu’il varie périodiquement. Ceci est une application de l’effet
redshift. |
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Ce
spectre
prouve que l’étoile tourne autour d’un objet massif
et invisible qui peut être soit une naine blanche, soit une étoile
à neutrons, soit un trou noir. Pour faire la distinction, on mesure
la masse de l’astre invisible en analysant son spectre, comme les
étoiles à neutrons et les naines blanches ont une masse
limite, si cette dernière est dépassée, le compagnon
invisible est un trou noir. |
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Conséquences
de la variation de la longueur d'onde sur le spectre d'une étoile. |
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Il
existe un autre moyen de détecter les trous noirs dans des systèmes
binaires. En effet, lorsqu’une étoile est proche d’un
trou noir, elle lui cède de sa matière. Cette matière
est inexorablement attirée par le trou noir et tourne autour de
celui-ci en formant un disque d'accrétion. En se rapprochant de
la singularité, la matière s’échauffe et émet
des rayons X. Cette émission est aléatoire car le disque
d’accrétion, par son extrême chaleur, est très
instable ; il se produit alors des « bulles chaudes » provoquant
des sursauts de rayons X. |
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Pour
différencier l’étoile à neutrons du trou noir,
on doit observer le centre du disque d’accrétion : |
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- celui d’une étoile à neutrons est lumineux en raison de la matière | |||
qui
heurte la surface de l’étoile effondrée |
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- par contre, celui d’un trou noir sera sombre car la matière aura été | |||
aspirée
et donc aucune lumière ne nous arrivera. |
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Différence
entre un trou noir et un étoile à neutrons. |
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Trou
noir célibataire : |
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Un
trou noir célibataire est difficile à détecter ;
le meilleur moyen est d’utiliser ses propriétés liées
à la lumière, et notamment l'effet de lentille
gravitationnelle. |
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Les
trous noirs dévient la trajectoire des rayons lumineux (voir propriétés
liées à la lumière), c'est pourquoi on peut avoir
deux images identiques d'une même étoile située derrière
le trou noir. |
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Dans la réalité, les deux images de l’étoile
sont très proches voir confondues ce qui donne une étoile
très lumineuse qui, si elle est détectée, nous informera
sur la présence d’un corps céleste qui peut s’avérer
être un trou noir. |
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Comme
pour les trous noirs dans les systèmes binaires, on peut les détecter
grâce à leur rayonnement X. En effet, le trou noir célibataire
possède lui aussi un disque d’accrétion : la méthode
utilisée pour la détection d’un trou noir en système
binaire peut donc être appliquée. Cependant, le disque d’accrétion
d’un trou noir célibataire est très faible et devient
indétectable par nos instruments de mesures s'ils sont distants
de plus de 10 années-lumière. |
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La
détection d’un trou noir célibataire reste donc très
théorique, même si on a réussi à observer un
exemple flagrant de lentille convergente gravitationnelle. Sur cette photo,
un amoncellement compact de galaxies crée un champ de gravitation
très intense qui courbe même les rayons lumineux de la galaxie
située « derrière » (on peut ainsi observer
des arcs). |
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Image provenantdu télescope Hubble | |||