Utilisateur:Astrophysique04/Horizon(trou noir)
L'horizon d'un trou noir, ou l'horizon des événements (event horizon en anglais), représente la partie d'un trou noir à partir de laquelle la vitesse de libération atteint celle de la lumière. Selon le type de trou noir concerné, cette zone peut porter différents noms.
L'horizon représente la limite de l'extension spatiale du trou noir, définissant ce qui peut être considéré comme étant sa taille. La région délimitée par l'horizon diffère de la singularité gravitationnelle centrale. C’est en grande partie la masse du trou noir qui détermine la taille de l'horizon, mais aussi son moment cinétique. Les horizons ne sont pas tous identiques. Ainsi, dans le cas d'un trou noir de Schwarzschild, l'horizon est de forme sphérique, alors que l'horizon d'un trou noir de Kerr ne l'est pas.
Types[modifier | modifier le code]
Horizon de Schwarzschild[modifier | modifier le code]
Le nom du rayon de Schwarzschild lui a été attribué en l’honneur de l’astronome Karl Schwarzschild qui a été le premier à étudier les trous noirs en tenant compte de la relativité générale. Ce rayon définit la circonférence que doit avoir une masse pour devenir un trou noir, donc il est le rayon nécessaire qui permet que la vitesse de libération de celle-ci soit égale à la vitesse de la lumière.
- Équation : Rs=2GM⁄c2
- Où
- Rs= Rayon de Schwarzschild
- G=Constante gravitationnelle
- M= Masse
- c= Vitesse de la lumière
Par exemple, si nous calculons le rayon du Soleil celui-ci sera de 3 km. Cela signifie que sa vitesse de libération est plus petite que la vitesse de la lumière. Alors si nous allions à cet endroit dans le Soleil, la gravitation serait presque nulle étant donné que la masse serait répartie également autour de nous. Toutefois, si la circonférence du Soleil était plus petite que la circonférence de son rayon de Schwarzschild, sa vitesse de libération serait alors équivalente à celle de la lumière.[1]
D’après le concept des équations de la relativité générale, une fois qu’une masse équivaut à son rayon de Schwarzschild celle-ci continuera à se comprimer. Cet effet est du à la courbure de l’espace-temps.[1]
Horizon du trou noir de Kerr[modifier | modifier le code]
La particularité de ce trou noir est qu'il possède deux horizons. Le premier s'appel l'horizon interne et le deuxième est l'horizon externe qui agit en tant que bouclier et délimite la zone de non retour.[2]
Effet de marée[modifier | modifier le code]
L’effet de marée possède des forces qui sont appelées forces de marées, celles-ci peuvent se révéler extrêmement puissante. Prenons l’exemple d’une fille qui tomberait les pieds en premier dans un trou noir. Puisque le champ de gravité augmente lorsque la distance au milieu du trou noir diminue, le champ de gravité devrait alors être plus élevé au niveau des pieds de la fille qu’au niveau de sa tête. Cela veut donc dire qu’il y a une accélération plus importante au niveau de ses pieds qu’au niveau de sa tête. Par conséquent, son corps sera étiré en longueur de plus en plus fortement. Ce phénomène s’appelle l’effet spaghetti.[3] Il faut souligner que plus la masse du trou noir est grande, plus l’effet de marée est dissipé à cause d’un grand horizon. Par contre, un petit trou noir aura un grand effet de marée sur ce qui l’entoure.[4]
Caractéristiques des trous noirs[modifier | modifier le code]
Comparativement à d’autres astres stellaires, les trous noirs ne peuvent être décrits qu’à partir de trois paramètres. Ceux-ci sont la masse, le moment cinétique et la charge électrique. Ils ne peuvent être décrits que par ces trois notions et la raison nous est donnée par la conjecture de calvitie démontrée par Werner Israël. Ce théorème explique que les deux seules interactions fondamentales à longue portée sont la gravitation et l'électromagnétisme. Les seules propriétés des trous noirs qu’il est possible de mesurer sont données par les paramètres qui décrivent ses interactions. La masse et la charge électrique sont des notions reliées à la physique classique, mais le moment cinétique résulte de la relativité générale. La notion de moment cinétique selon la relativité générale stipule que le trou noir entraînerait avec lui l’espace –temps dans son voisinage. Celui-ci serait entraîné dans le sens de rotation du trou noir. L’endroit où se produit ce phénomène s’appelle ergorégion. Néanmoins, il faut prendre en compte que ce phénomène n’a pu être observé à ce jour.[5]
Il existe quatre types de trous noirs. Ils possèdent tous une masse non nulle mais ce qui les distingue sont les propriétés de leur moment cinétique et de leur charge électrique.[5]
- Trou noir de Schwarzschild: Ce type de trou noir possède un moment cinétique et une charge électrique qui équivalent à zéro. Celui-ci est une solution découverte par Karl Schwarzschild grâce à la relativité générale d’Einstein.[5]
- Trou noir de Reissner-Nordström: Ce type de trou noir a un moment cinétique équivalent à zéro et une charge électrique non nulle. Ce type de trou noir est essentiellement théorique.[5]
- Trou noir de Kerr: Ce modèle de trou noir détient un moment cinétique non nul et une charge électrique de zéro. Ces trous noirs sont les plus probables dans la nature, car les modèles de formation et d’environnement montrent que ceux-ci absorbent la matière dans l’environnement où ils sont par l’entremise d’un disque d’accrétion. Quant à la matière, elle tombe dans le même sens de rotation que celui du trou noir par lequel elle est aspirée. Donc, la matière fournit un moment cinétique au trou noir.[5]
- Trou noir de Kerr-Newman: Ce modèle de trou noir a un moment cinétique et une charge électrique qui ne sont pas nuls. Une très faible probabilité dans la nature.[5]
Relativité générale[modifier | modifier le code]
Cette théorie découle du principe d’équivalence d’Einstein qui aura pour effet de changer la vision de la théorie de gravitation de Newton. Le plus important est la disparition du concept de force de gravitation dans cette théorie. Le mouvement d’un corps ne serait pas relié aux forces, mais par l’espace-temps. La rotation de la Terre autour du Soleil serait donc provoquée par une perturbation de l’espace-temps causée par la masse du Soleil.[6]
Prenons l’exemple d’une tortue ayant une vision douteuse qui marcherait sur une feuille de caoutchouc déformée par une masse située au centre. La tortue aurait l’impression de marcher en ligne droite, mais puisque la surface est courbe celle-ci est en train d’effectuer un trajet courbé. Selon Einstein, la courbure de la feuille de caoutchouc représente la courbure de l’espace-temps provoquée par une masse[7].
Évaporation des trous noirs[modifier | modifier le code]
Près de l’horizon du trou noir, il y a des paires de particules virtuelles qui sont sans cesse créées. Habituellement, il s’agit de paires formées d’une particule et d’une antiparticule. De façon générale, lorsqu’une paire de particules est créée, on fait référence à un électron et un positron puisqu’ils sont l’antiparticule l’un de l’autre. Par contre, il est en fait beaucoup plus commun qu’une paire de photons soit créée. En effet, un photon est sa propre antiparticule. Ces paires qui sont créées se détruisent très vite[8]. Cependant, si un électron virtuel ainsi que son antiparticule originaires du vide apparaissent près du rayon de Schwarzschild d’un trou noir, il est possible que l’électron ou son antiparticule puisse plonger très vite dans le trou noir. Par exemple, si l’électron est celui qui plonge dans le trou noir, Il disparaitrait donc dans ce dernier, mais son antiparticule, quant à elle, pourrait parvenir à s’échapper. Cet antiélectron ne pourrait plus s’anéantir avec son électron. Il irait donc divaguer pendant quelques temps, puis il finirait par croiser un autre électron virtuel qui aurait été créé dans des circonstances semblables. Cet électron et l’antiélectron pourraient alors s’anéantir et produire des photons.
Entre leur destruction et leur création, les particules virtuelles peuvent voler un peu d’énergie gravitationnelle au trou noir pendant un court temps. Ce dernier subira une légère diminution d’énergie et de masse, c’est d’ailleurs pourquoi on nomme ce phénomène « évaporation d’un trou noir ». Comme l’a démontré l’astrophysicien Stephen Hawking, les particules virtuelles qui sont créées durant ce phénomène ne sont pas créées à partir de rien. L’évaporation des trous noirs est aussi appelée « rayonnement de Hawking ». Un observateur qui regarderait un trou noir pourrait observer un infime rayonnement de corps noir qui émanerait de sa surface.
Durant ce phénomène, il y a une émission de photons qui se produit. Un rayonnement électromagnétique est donc émis. Ce rayonnement pourra alors définir la température que le trou noir aura. Cette température influe de manière capitale sur l’évaporation du trou noir. Si on observe un corps chaud, on peut noter que ce dernier n’émet seulement de la chaleur que s’il est placé dans un environnement plus froid que lui-même. Le même principe se produit lors de l’évaporation d’un trou noir, il ne pourra s’évaporer que si la température du milieu qui l’entoure est inférieure. Cependant, aucun trou noir supermassif ou stellaire ne pourrait s’évaporer à l’heure courante. En effet, même si les trous noirs étaient isolés dans le vide intergalactique, les trous noirs du moment seraient encore enveloppés par le rayonnement fossile dont la température est de 2,7° supérieure au zéro absolu. Toutefois, c’est uniquement lorsque le rayonnement fossile aura perdu la majorité de son énergie que l’évaporation pourra se concrétiser.
L’évaporation des trous noirs est très lente, mais elle ne dure pas indéfiniment. À mesure que le temps avance, la masse diminue et la température augmente. Par conséquent, le taux d’évaporation diminue. Au moment où une masse très petite est atteinte, la température augmente en flèche et l’évaporation se déroulera très rapidement. Pour terminer, une explosion finira par se produire et le trou noir disparaitra.
Le temps qu’un trou noir met à s’évaporer dépend de sa masse. Plus un trou noir est gros, plus il aura une température et un taux d’évaporation qui seront faibles. Par conséquent, il mettra plus de temps à s’évaporer[9].
La singularité[modifier | modifier le code]
Lorsqu’une étoile se transforme en un trou noir, elle devrait se comprimer jusqu’à devenir une sphère infime de masse volumique d’au moins 1093kg/m3. Cet état hautement compressé est ce qui correspond à la singularité. Il marque la limite en haut de laquelle on ne peut plus appliquer les lois de la physique. N’importe quel objet qui s’introduirait à l’intérieur de l’étendue située à l’intérieur du rayon de Schwarzschild serait contraint à aller s’écraser sur le point de singularité central. La région située à l’intérieur du rayon de Schwarzschild se nomme « zone de non-retour ». La structure de l’espace-temps dans cette région est ainsi faite que si un objet s’y introduisait contre son gré et qu’il tentait de freiner sa chute vers le point de singularité, il produirait plutôt l’effet contraire. Il ne ferait qu’accélérer sa chute[10].
Généralement, un effondrement sphérique qui est en mesure de procéder à sa réalisation va résulter en un trou noir de Schawrzschild. Cependant, un système d’effondrement sphérique peut aussi admettre une singularité dite nue. Du point de vue d’un observateur qui tomberait avec l’étoile, cela peut se produire lorsqu’une singularité se forme à l’intérieur du centre d’une étoile. Cela doit se produire avant que la frontière de l’étoile n’ait atteint le rayon de Schwarzschild. Une telle singularité est une singularité nue. Ce point infiniment dense ne permet à aucun trou noir de se développer autour de celui-ci. Étant donné qu’un évènement d’horizon ne peut pas se former durant cet effondrement stellaire, la singularité nue serait supposée être exposée à notre vue. Mathématiquement parlant, une telle singularité serait plausible. Néanmoins, les avis sont partagés d’un scientifique à l’autre quant à l’existence des singularités nues dans la nature. Certains ne croient pas qu’il serait possible qu’elles existent dans la nature. Toutefois, le Big Bang qui date de 13,73 billions d’années pourrait résulter d’une singularité nue[11] [12].
Censure cosmique[modifier | modifier le code]
En 1973, Roger Penrose a présenté une théorie qui stipule que la masse totale de l’espace-temps qui contient des trous noirs avec des horizons d’évènements d’une aire total de A devrait au moins être de √(A/16π)[13].
Notes et références[modifier | modifier le code]
- Séguin et Villeneuve 2002, p. 295-296
- (fr)Jacques Fric, « Les trous noirs de la famille de Kerr », sur planèteastronomy.com, (consulté le )
- (fr)Olivier Esslinger, « L'espace-temps autour d'un trou noir », sur Astronomie et Astrophysique, (consulté le )
- (fr)Adrien Bernard, « Force de marée », sur Techno-Science.net (consulté le )
- (fr)Adrien Bernard, « Trou noir », sur Techno-Science.net (consulté le )
- (fr)Olivier Esslinger, « La relativité générale et la courbure de l'espace-temps », sur Astronomie et Astrophysique, (consulté le )
- Séguin et Villeneuve 2002, p. 125
- (en)Dr. Dave Goldberg, « What makes black holes so black? », sur io9, (consulté le )
- Olivier Esslinger, « L’évaporation des trous noirs », sur Astronomie et astrophysique, (consulté le )
- Séguin et Villeneuve 2002, p. 296 à 297
- (en)Ian O’Neill, « No Naked Singularity After Black Hole Collision », sur Astroengine, (consulté le )
- (en)T. P. Singh, « Gravitational Collapse, Black Holes and Naked Singularities », sur Indian Academy of Sciences, (consulté le )
- (en)Hubert L. Bray, Piotr T. Chrusciel, « The Penrose Conjecture », sur The vienna University of Technology, (consulté le )
Bibliographie[modifier | modifier le code]
: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.
- Marc Séguin et Benoît Villeneuve, Astronomie et astrophysique, Éditions du Renouveau Pédagogique, , 2e éd., 618 p. (ISBN 978-2-7613-1184-7, présentation en ligne).
