Les trous noirs

Le terme de «trou noir» est trиs rйcent. Il a йtй forgй en 1969 par le savant amйricain John Wheeler pour dйsigner la reprйsentation graphique d’une idйe vieille de deux cents ans, йpoque oщ deux thйories de la lumiиre coexistaient: l’une, appuyйe par Newton, tenait la lumiиre pour composйe de corpuscules; l’autre prйtendait qu’elle йtait une onde. Nous savons aujourd’hui que ces deux thйories йtaient justes. Grвce а la dualitй onde/particule de la mйcanique quantique, la lumiиre peut кtre considйrйe а la fois comme une onde et comme une particule. Dans la version ondulatoire, la rйaction de la lumiиre а la gravitй n’est pas trиs claire. Mais, si la lumiиre est composйe de particules, on peut s’attendre alors а ce que celles-ci soient affectйes par la gravitй tout comme les boulets de canon, les fusйes et les planиtes. On a d’abord cru que les particules de lumiиre se mouvaient а une vitesse infinie, ce qui aurait empкchй la gravitй de les ralentir; puis, Rњmer a prouvй que la lumiиre voyageait а vitesse finie. La gravitй pouvait donc avoir un effet important sur elle.

Partant de cela, John Michell, professeur а Cambridge, a publiй en 1783 dans le Philosophical Transactions of the Royal Society de Londres un travail dans lequel il faisait remarquer qu’une йtoile suffisamment massive et compacte aurait un champ gravitationnel si intense que la lumiиre ne pourrait s’en йchapper: tout rayon de lumiиre йmis а la surface de l’йtoile serait retenu par l’attraction gravitationnelle avant qu’il n’ait pu aller trиs loin. Michell suggйrait qu’il pourrait y avoir un grand nombre d’йtoiles de ce genre. Bien que nous ne puissions pas les voir – leur lumiиre ne nous atteignant pas –, nous devrions cependant ressentir leur attraction gravitationnelle. De tels objets sont ce que nous appelons aujourd’hui des trous noirs parce que c’est bien ce qu’ils sont: des vides noirs dans 1 espace. Une suggestion semblable fut faite quelques annйes plus tard par le marquis de Laplace, savant franзais, apparemment de faзon indйpendante de Michell. Chose fort intйressante, Laplace ne la fit figurer que dans les premiиre et seconde йditions de son livre Le Systиme du monde et l’фta par la suite; peut-кtre avait-il dйcidй que c’йtait saugrenu. (Il faut dire aussi que la thйorie corpusculaire йtait passйe de mode au xix» siиcle; tout semblait s’expliquer par la thйorie ondulatoire, et dans ce cadre, il n’йtait pas du tout йvident que la lumiиre pыt кtre affectйe par la gravitй.)

En fait, il n’est pas trиs logique de traiter la lumiиre comme on le fait des boulets de canon dans la thйorie newtonienne de la gravitation simplement parce que sa vitesse est fixйe. (Un boulet de canon tirй verticalement sera ralenti par la gravitй, s’arrкtera finalement et retombera; un photon, lui, continuera sa course verticale а vitesse constante. Comment la gravitй newtonienne pourrait-elle donc affecter la lumiиre?) Aucune thйorie valable sur le sujet ne vit le jour avant qu’Einstein ne propose sa Relativitй Gйnйrale en 1915. Et mкme alors, il fallut un grand laps de temps avant que les implications de cette thйorie concernant les йtoiles massives soient comprises.

Pour comprendre comment un trou noir peut se former, il nous faut d’abord comprendre le cycle de vie d’une йtoile. Une йtoile se forme lorsqu’une grande quantitй de gaz (de l’hydrogиne en majoritй) commence а s’effondrer sur elle-mкme а cause de l’attraction gravitationnelle. Pendant cette contraction, les atomes de gaz se heurtent entre eux de plus en plus souvent et а des vitesses de plus en plus grandes; le gaz se rйchauffe. Finalement, l’hydrogиne deviendra si chaud que lorsque ses atomes se heurteront, ils ne rebondiront plus loin les uns des autres mais, au contraire, ils s’uniront pour former de l’hйlium. La chaleur dйgagйe lors de cette rйaction, qui est comme l’explosion contrфlйe d’une bombe а hydrogиne, fait que l’йtoile brille. Cette chaleur additionnelle augmente йgalement la pression du gaz jusqu’а ce que celle-ci soit suffisamment forte pour contrebalancer l’attraction gravitationnelle; le gaz cesse alors de se contracter. C’est un peu comme ce qui se passe dans le cas d’un ballon – il y a йquilibre entre la pression de l’air а l’intйrieur, qui essaie de gonfler le ballon, et la tension dans sa paroi йlastique, qui tente de le rapetisser. Les йtoiles garderont longtemps cette stabilitй, la chaleur dйgagйe par leurs rйactions nuclйaires йquilibrant l’attraction gravitationnelle. Finalement, elles arriveront au bout de leur hydrogиne et des autres carburants nuclйaires. De faзon paradoxale, plus une йtoile aura de rйserves au dйpart, plus vite elle les brыlera: en effet plus une йtoile est massive, plus elle aura besoin d’кtre chaude pour йquilibrer l’attraction gravitationnelle. Et plus elle sera chaude, plus vite elle consommera ses ressources. Notre Soleil, lui, a probablement des rйserves pour cinq autres milliards d’annйes environ, mais des йtoiles plus massives que lui peuvent consommer leurs rйserves en quelque cent millions d’annйes, soit beaucoup moins que l’вge de l’univers. Une fois qu’une йtoile a tout brыlй, elle commence а se refroidir et а se contracter. Ce qui lui arrive alors ne fut compris qu’а la fin des annйes vingt.

En 1928, un йtudiant indien diplфmй, Subrahmanyan Chandrasekhar, prit le bateau pour l’Angleterre. Il venait йtudier а Cambridge avec l’astronome britannique Sir Arthur Eddington, expert en Relativitй Gйnйrale. (Selon certaines sources, au dйbut des annйes vingt, un journaliste raconta а Eddington qu’il avait entendu dire qu’il n’y avait que trois personnes au monde qui eussent compris la Relativitй Gйnйrale. Eddington observa un petit silence puis lui dit: «Je suis en train de me demander qui peut bien кtre cette troisiиme personne.») Au cours de son voyage, Chandrasekhar rйflйchit а la grosseur que devrait avoir une йtoile pour pouvoir supporter sa propre masse aprиs avoir brыlй toutes ses rйserves. L’idйe йtait la suivante: lorsqu’une йtoile se contracte, ses particules de matiиre se rapprochent les unes des autres; d’aprиs le principe d’exclusion de Pauli, elles devraient donc avoir des vitesses trиs diffйrentes. Elles devraient aussi s’йloigner les unes des autres et provoquer ainsi une dilatation de l’йtoile. Une йtoile pourrait donc se maintenir elle-mкme а un rayon constant grвce а un йquilibre entre l’attraction de la gravitй et la rйpulsion rйsultant du principe d’exclusion, exactement comme, antйrieurement, la gravitй avait йtй contrebalancйe par la chaleur.

Chandrasekhar se rendit cependant compte qu’il y avait une limite а la rйpulsion que le principe d’exclusion imposait. La thйorie de la Relativitй limite la diffйrence maximale entre les vitesses des particules de matiиre dans l’йtoile а la vitesse de la lumiиre. Par consйquent, quand l’йtoile serait devenue suffisamment dense, la rйpulsion causйe par le principe d’exclusion pourrait кtre infйrieure а l’attraction de la gravitй. Chandrasekhar calcula qu’une йtoile froide ayant une masse de plus d’une fois et demie celle du Soleil ne serait pas capable de supporter sa propre gravitй. (Cette limite est maintenant connue sous le nom de «limite de Chandrasekhar».) Une dйcouverte semblable fut faite а peu prиs au mкme moment par le savant russe Lev Davidovitch Landau.

Cela devait avoir de sйrieuses rйpercussions sur le destin ultime des йtoiles massives. Si la masse d’une йtoile йtait infйrieure а la limite de Chandrasekhar, elle pourrait finalement arrкter de se contracter et finir en «naine blanche», par exemple, avec un rayon de quelques milliers de kilomиtres et une densitй avoisinant la centaine de tonnes par centimиtre cube. Elle serait йquilibrйe par la rйpulsion due au principe d’exclusion entre les йlectrons de sa matiиre. Il existe un grand nombre d’йtoiles de ce type. L’une des premiиres а avoir йtй dйcouverte tourne autour de Sirius, l’йtoile la plus brillante du ciel nocturne.

Landau fit remarquer qu’il y avait un autre йtat final envisageable pour une йtoile, йgalement avec une masse limitйe а une ou deux fois celle du Soleil, mais qui serait beaucoup plus petite qu’une naine blanche. Elle serait йquilibrйe par la rйpulsion associйe au principe d’exclusion entre ses neutrons et ses protons plutфt qu’entre ses йlectrons. Ce serait donc une «йtoile de neutrons». Son rayon serait d’environ dix kilomиtres et sa densitй de l’ordre de centaines de millions de tonnes par centimиtre cube. Au moment oщ l’on prйdit leur existence, il n’y avait aucun moyen d’observer ces йtoiles-lа. Aussi ne furent-elles pas dйtectйes avant longtemps.

Les йtoiles de masse supйrieure а la limite de Chandrasekhar, elles, ont de gros problиmes lorsqu’elles arrivent au bout de leurs rйserves. Dans certains cas, elles peuvent exploser ou s’arranger pour expulser de la matiиre afin de rйduire leur masse en deза de cette limite et d’йviter ainsi tout effondrement gravitationnel catastrophique; mais il est difficile de penser que c’est un processus courant, indйpendant de la masse de l’йtoile. Comment celle-ci saurait-elle qu’il lui faut perdre du poids? Et mкme si chaque йtoile s’arrangeait pour en perdre suffisamment pour йviter de s’effondrer, qu’arriverait-il si vous ajoutiez plus de masse а une naine blanche ou а une йtoile de neutrons afin de lui faire franchir la limite? S’effondrerait-elle jusqu’а une densitй infinie? Eddington fut choquй par cette consйquence et refusa le rйsultat de Chandrasekhar; il pensait, comme la majoritй des savants, qu’il n’йtait tout simplement pas possible qu’une йtoile s’effondre jusqu’а n’кtre plus qu’un point. Einstein lui-mкme йcrivit un article dans lequel il affirma que les йtoiles ne pouvaient pas se ratatiner jusqu’а la dimension zйro. L’hostilitй des autres scientifiques, et en particulier celle d’Eddington, son maоtre et l’autoritй en matiиre de structure stellaire, convainquit Chandrasekhar d’abandonner cet axe de recherche et de se tourner vers d’autres problиmes d’astronomie, comme le mouvement des amas stellaires. Cependant, il a reзu le prix Nobel en 1983 en grande partie pour son travail antйrieur sur la masse limite des йtoiles froides.

Chandrasekhar avait montrй que le principe d’exclusion pouvait ne pas stopper l’effondrement d’une йtoile de masse supйrieure а la limite qui porte son nom, mais comprendre ce qu’il arriverait а une telle йtoile d’aprиs la Relativitй Gйnйrale ne fut donnй pour la premiиre fois qu’au jeune Amйricain Robert Oppenheimer en 1939. L’issue de ses recherches montra cependant qu’il n’y aurait aucune consйquence observationnelle susceptible d’кtre dйtectйe par les tйlescopes de l’йpoque. Puis ce fut la Seconde Guerre mondiale et Oppenheimer s’occupa de trиs prиs du projet de bombe atomique. Aprиs la guerre, le problиme de l’effondrement gravitationnel tomba dans les oubliettes, au profit des phйnomиnes qui se produisent а l’йchelle de l’atome et de son noyau, auxquels la plupart des scientifiques s’intйressиrent. Dans les annйes soixante, une forte augmentation du nombre et de la portйe des observations astronomiques – rendues possibles par l’application de la technologie moderne – raviva l’intйrкt pour les problиmes а grande йchelle en astronomie et en cosmologie. Le travail d’Oppenheimer fut alors redйcouvert et largement diffusй.

Le tableau que nous nous faisons aujourd’hui du travail d’Oppenheimer est le suivant: le champ gravitationnel d’une йtoile modifie dans l’espace-temps les trajectoires des rayons lumineux par rapport а ce qu’ils auraient йtй si l’йtoile n’avait pas йtй lа. Les cфnes de lumiиre, qui indiquent les trajectoires suivies dans l’espace et le temps par les йclairs lumineux issus de leur sommet, sont dйviйs lйgиrement vers l’intйrieur prиs de la surface de l’йtoile. Cela peut se voir dans la courbure de la lumiиre venant des йtoiles lointaines observйes lors d’une йclipse de Soleil. Au fur et а mesure que l’йtoile se contracte, le champ gravitationnel а sa surface devient plus intense et le cфne de lumiиre est davantage dйviй vers l’intйrieur. Il devient encore plus difficile а la lumiиre de s’йchapper de l’йtoile et elle apparaоtra plus sombre et plus rouge а un observateur йloignй. Finalement, quand l’йtoile se sera rйtrйcie jusqu’а un certain rayon critique, le champ gravitationnel а sa surface sera devenu si intense que les cфnes de lumiиre seront tellement dйviйs vers l’intйrieur que la lumiиre ne pourra plus s’йchapper (fig. 6.1). Selon la thйorie de la Relativitй, rien ne peut se dйplacer plus vite que la lumiиre. Aussi, si la lumiиre ne peut plus s’йchapper, rien d’autre ne le pourra non plus; tout sera rattrapй par le champ gravitationnel. On a ainsi une sйrie d’йvйnements, une rйgion de l’espace-temps, d’oщ il n’est pas possible de s’йchapper pour atteindre un observateur йloignй. Cette rйgion est ce que nous appelons aujourd’hui un trou noir. Sa frontiиre s’appelle l’«horizon» et coпncide avec la trajectoire des rayons lumineux qui n’ont pu s’йchapper.

Figure 6.1

Pour comprendre ce que vous pourriez voir si vous aviez sous les yeux une йtoile en train de s’effondrer jusqu’а former un trou noir, rappelez-vous qu’en Relativitй, il n’y a pas de temps absolu. Chaque observateur a sa propre mesure du temps. Le temps de quelqu’un sur une йtoile sera diffйrent de celui d’une personne йloignйe, а cause du champ gravitationnel de l’йtoile. Supposons qu’un intrйpide astronaute, а la surface d’une йtoile en effondrement et s’effondrant avec elle, envoie un signal toutes les secondes, en se fiant а sa montre, а son vaisseau spatial en orbite autour de l’йtoile. А un instant donnй а sa montre, disons 11 heures, supposons que l’йtoile se rйtrйcisse au-dessous du rayon critique oщ le champ gravitationnel devient si fort que rien ne peut plus s’йchapper: son signal ne pourra plus atteindre le vaisseau. Un peu avant 11 heures, ses compagnons qui l’attendent dans le vaisseau trouveraient que les intervalles entre les signaux successifs de leur collиgue deviennent de plus en plus grands, mais cet effet serait minuscule avant 10 h 59 min 59 s. Ils n’auraient а attendre qu’un tout petit peu plus d’une seconde entre le signal envoyй par leur collиgue а

10 h 59 min 58 s et celui que celui-ci leur aura envoyй lorsque sa montre a indiquй 10 h 59 min 59 s; mais ils attendraient а jamais le signal de 11 heures. Les ondes lumineuses йmises а la surface de l’йtoile entre 10 h 59 min 59 s et 11 heures, а la montre de l’astronaute, se dйploieraient sur une pйriode infinie de temps, comme on en aurait l’impression dans le vaisseau spatial. L’intervalle de temps entre l’arrivйe des ondes successives serait de plus en plus grand, la lumiиre de l’йtoile apparaоtrait de plus en plus rouge et de plus en plus faible. Finalement, l’йtoile deviendrait si sombre qu’elle ne serait bientфt plus discernable du vaisseau: tout ce qu’elle aura laissй d’elle sera un trou noir dans l’espace. L’йtoile, cependant, continuera а exercer la mкme force gravitationnelle sur le vaisseau qui continuera а tourner autour.

Ce scйnario n’est pas tout а fait rйaliste cependant, pour la raison suivante. Plus vous serez loin de l’йtoile, plus sa gravitй sera faible, aussi la force gravitationnelle appliquйe aux pieds de notre intrйpide astronaute sera toujours plus forte que celle appliquйe а sa tкte. Cette diffйrence allongerait notre astronaute comme un spaghetti ou le dйchirerait avant que l’йtoile ne se soit contractйe jusqu’au rayon critique oщ l’horizon se forme! Cependant, nous pensons qu’il y a des objets bien plus grands dans l’univers, comme les rйgions centrales des galaxies, qui peuvent subir des effondrements gravitationnels et former des trous noirs; sur l’un d’eux, un astronaute ne serait pas coupй en deux avant que le trou noir ne se forme. Il ne sentirait en fait rien de spйcial en atteignant le rayon critique et pourrait dйpasser le point de non-retour sans rien remarquer. Cependant, en quelques heures, au fur et а mesure que la rйgion continuerait а s’effondrer, la diffйrence entre les forces gravitationnelles appliquйes а sa tкte et а ses pieds deviendrait si grande qu’encore une fois, il serait dйchirй.

Le travail que Roger Penrose et moi-mкme avons accompli entre 1965 et 1970 montre que, d’aprиs la Relativitй Gйnйrale, il doit y avoir une singularitй de densitй infinie et une courbure de l’espace-temps а l’intйrieur d’un trou noir. C’est un peu la mкme chose qu’avec le Big Bang au commencement du temps, seulement lа, il s’agirait de la fin des temps pour l’objet qui s’effondre et pour l’astronaute. А cette singularitй, les lois de la physique et notre capacitй de prйvoir le futur seraient rйduites а nйant. Cependant, tout observateur qui resterait hors du trou noir ne serait pas gкnй par cette faillite de toute prйdiction, parce que ni la lumiиre ni aucun autre signal ne l’atteindrait depuis la singularitй. Ce fait remarquable a conduit Roger Penrose а proposer l’hypothиse de la «censure cosmique», que l’on peut paraphraser par ces mots: «Dieu a horreur d’une singularitй nue.» En d’autres termes, les singularitйs produites par un effondrement gravitationnel apparaissent seulement dans des endroits comme des trous noirs oщ elles sont dйcemment cachйes а notre vue par l’horizon. Rigoureusement parlant, c’est ce que l’on connaоt sous le nom d’hypothиse de censure cosmique faible: celle-ci protиge les observateurs qui restent а l’extйrieur du trou noir des consйquences de la faillite de toute prйdiction qui apparaоt а la singularitй, mais cela ne change rien pour le pauvre astronaute tombй dans le trou noir!

Quelques solutions des йquations de la Relativitй Gйnйrale font qu’il est possible а notre astronaute de voir une singularitй nue: il pourrait donc l’йviter et, а la place, tomber dans un «trou de ver» et ressortir dans une autre rйgion de l’univers. Cela offre de nombreuses possibilitйs de voyages dans l’espace et dans le temps, mais malheureusement, toutes ces solutions sont hautement instables: la moindre perturbation, comme la prйsence d’un astronaute, les modifierait de telle sorte que l’astronaute ne pourrait voir la singularitй avant qu’il ne l’ait heurtйe et que son heure n’ait sonnй. En d’autres termes, la singularitй se tiendrait toujours dans son futur et jamais dans son passй. La version forte de l’hypothиse de censure cosmique pose, elle, que pour une solution rйaliste, les singularitйs reposeront toujours ou bien dans le futur (comme les singularitйs d’effondrement gravitationnel) ou toujours dans le passй (comme le Big Bang).

Il est agrйable d’espйrer qu’une version quelconque de l’hypothиse de censure fonctionne parce que, tout contre les singularitйs nues, il sera alors possible de voyager dans le passй. Bien que ce soit parfait pour les auteurs de science-fiction, cela signifierait que nul n’aurait а jamais la vie sauve: quelqu’un pourrait aller dans le passй et tuer votre pиre ou votre mиre avant que vous ne fussiez conзu!

L’horizon, la frontiиre de la rйgion de l’espace-temps d’oщ il n’est pas possible de s’йchapper, se comporte plutфt comme une membrane que l’on ne peut traverser que dans un sens, tout autour du trou noir: les objets, comme des astronautes imprudents, peuvent tomber dans le trou noir mais rien ne pourra jamais ressortir de ce mкme trou noir en en franchissant l’horizon. (Rappelons-nous que l’horizon est la trajectoire dans l’espace-temps de la lumiиre qui tente de s’йchapper du trou noir et que rien ne peut se mouvoir plus vite que la lumiиre.) On pourrait trиs bien dire de cet horizon ce que le poиte Dante disait а propos de l’Enfer: «Vous qui entrez ici, perdez toute espйrance.» Toute chose ou toute personne tombйe а travers l’horizon atteindra bientфt la rйgion de densitй infinie et la fin des temps.

La Relativitй Gйnйrale prйvoit que les objets lourds qui se dйplacent doivent engendrer des ondes gravitationnelles, rides dans la courbure de l’espace qui se propagent а la vitesse de la lumiиre. Ces ondes sont identiques а celles de la lumiиre, qui sont des rides dans le champ йlectromagnйtique, mais elles sont beaucoup plus difficiles а dйtecter. Comme la lumiиre, elles transportent de l’йnergie venant des objets qui les ont йmises. On devrait donc s’attendre а ce qu’un systиme d’objets massifs s’installe finalement dans un йtat stationnaire parce que, lors de tout mouvement, l’йnergie serait йvacuйe par une йmission d’ondes gravitationnelles. Ce serait plutфt comme lorsqu’on lance un bouchon dans l’eau: au dйbut, il danse beaucoup, puis, au fur et а mesure que les rides йvacuent son йnergie, il s’installe dans un йtat stationnaire. Le mouvement de la Terre tournant autour du Soleil produit ainsi des ondes gravitationnelles. L’effet de l’йnergie perdue modifiera l’orbite de notre planиte qui devrait se rapprocher de plus en plus du Soleil pour finir par le heurter et s’installer dans un йtat stationnaire. Le taux d’йnergie perdue dans le cas de la Terre et du Soleil est trиs faible – juste assez pour faire marcher un petit radiateur йlectrique. Cela signifie que pendant environ des milliards de milliards de milliards d’annйes, la Terre continuera а tourner autour du Soleil, et qu’il n’y a pas lieu de s’inquiйter maintenant! La modification de son orbite est trop lente pour que l’on puisse l’observer, mais ce mкme effet l’a йtй ces derniиres annйes sur le systиme appelй PSR 1913+16 (PSR signifie «pulsar», un genre particulier d’йtoile de neutrons qui йmet des bouffйes rйguliиres d’ondes radio). Ce systиme contient deux йtoiles de neutrons tournant l’une autour de l’autre, et l’йnergie qu’elles perdent par йmission d’ondes gravitationnelles les fait spiraler l’une vers l’autre.

Pendant l’effondrement gravitationnel d’une йtoile en trou noir, les mouvements sont bien plus rapides, aussi le taux auquel l’йnergie est йvacuйe est-il bien plus йlevй. Donc, l’йtat stationnaire devrait rapidement кtre atteint. А quoi ressemble cet йtat final? On peut supposer qu’il dйpend de toutes les caractйristiques complexes de l’йtoile а partir de laquelle il a йtй formй, c’est-а-dire non seulement de sa masse et de sa vitesse de rotation, mais aussi des diverses densitйs des diffйrentes parties de l’йtoile tout comme des mouvements compliquйs des gaz а l’intйrieur. Et si les trous noirs sont aussi variйs que les objets qui se sont effondrйs en leur donnant naissance, toute prйdiction gйnйrale n’en sera que plus ardue.

En 1967, cependant, l’йtude des trous noirs fut rйvolutionnйe par Werner Israel, un Canadien (qui est nй а Berlin, a йtй йlevй en Afrique du Sud et a passй sa thиse en Irlande). Israel montra, d’aprиs la Relativitй Gйnйrale, que des trous noirs qui ne seraient pas en rotation devraient кtre trиs simples; parfaitement sphйriques, leur taille ne dйpendrait que de leur masse et deux trous noirs de cette sorte ayant la mкme masse seraient identiques. Ils pourraient en fait кtre dйcrits par une solution particuliиre des йquations d’Einstein trouvйe par Karl Schwarzschild en 1917, peu aprиs la dйcouverte de la Relativitй Gйnйrale. Au dйpart, beaucoup de savants, y compris Israel lui-mкme, soutenaient que puisque les trous noirs йtaient parfaitement sphйriques, ils ne pouvaient se former qu’а partir de l’effondrement d’objets parfaitement sphйriques. Toute йtoile rйelle – qui ne peut jamais кtre parfaitement sphйrique – ne pourrait donc que s’effondrer pour donner naissance а une singularitй nue.

Autre interprйtation du rйsultat d’Israel, йmise en particulier par Roger Penrose et John Wheeler: des mouvements rapides intervenant dans l’effondrement d’une йtoile signifieraient que les ondes gravitationnelles engendrйes pourraient la rendre beaucoup plus sphйrique, jusqu’au moment oщ elle s’installerait dans un йtat stationnaire, oщ elle le serait alors parfaitement. Selon eux, toute йtoile qui ne serait pas en rotation, si complexes que soient sa forme et sa structure interne, pourrait terminer sa vie aprиs un effondrement gravitationnel en trou noir parfaitement sphйrique, trou dont la taille ne dйpendrait que de la masse de l’йtoile mиre. Des calculs ultйrieurs ont confirmй cette faзon de voir les choses que tout le monde admit bientфt.

Le rйsultat d’Israel ne concernait que le cas des trous noirs formйs а partir de corps ne tournant pas sur eux-mкmes. En 1963, Roy Kerr, un Nйo-Zйlandais, trouva un ensemble de solutions des йquations de la Relativitй Gйnйrale qui dйcrivait les trous noirs en rotation. Ces «trous noirs de Kerr» tournaient а vitesse constante, leur taille et leur forme ne dйpendant que de leur masse et de leur vitesse de rotation. Si la rotation йtait nulle, le trou noir йtait parfaitement rond et la solution йtait identique а celle de Schwarzschild. Si la rotation n’йtait pas nulle, le trou noir enflait aux environs de l’йquateur (comme la Terre ou le Soleil); plus il tournait vite, plus il enflait. Aussi, pour йtendre cela aux corps en rotation, a-t-on йmis l’idйe que tout corps en rotation qui s’effondre pour former un trou noir arriverait finalement а s’installer dans un йtat stationnaire dйcrit par la solution de Kerr.

En 1970, un de mes collиgues qui avait passй le doctorat en mкme temps que moi, Brandon Carter, fit le premier pas vers la preuve de cette hypothиse. Il montra que, pourvu que le trou noir stationnaire en rotation ait un axe de symйtrie, comme une toupie tournant, sa taille et sa forme dйpendraient alors uniquement de sa masse et de sa vitesse de rotation. En 1971, j’apportai la preuve que tout trou noir en rotation devait effectivement avoir un tel axe de symйtrie. Et en 1973, David Robinson, du Kings College de Londres, utilisa ces deux rйsultats pour montrer que l’idйe de dйpart йtait correcte: un tel trou noir devait effectivement кtre une solution de Kerr. Aussi, aprиs effondrement gravitationnel, un trou noir devait-il s’installer dans un йtat dans lequel il serait en rotation mais ne puiserait pas. De plus, sa taille et sa forme ne dйpendraient que de sa masse et de sa vitesse de rotation, et non de la nature du corps qui s’йtait effondrй pour le former. Le rйsultat fut bientфt illustrй par la phrase: «Un trou noir n’est pas chevelu.» Le thйorиme «pas chevelu» est d’une grande importance pratique parce qu’il restreint fort heureusement les espиces possibles de trous noirs. On peut donc faire des modиles dйtaillйs des objets qui devraient contenir des trous noirs et comparer les prйdictions fournies par ces modиles aux observations. Cela signifie йgalement qu’un grand nombre d’observations sur un corps qui s’est effondrй seront perdues lorsque le trou noir se sera formй, parce que aprиs, tout ce que nous pourrons mesurer de ce corps sera sa masse et sa vitesse de rotation. La signification de tout cela apparaоtra au chapitre suivant.

Les trous noirs sont un des rares cas dans l’histoire des sciences pour lesquels une thйorie a йtй dйveloppйe en dйtail en tant que modиle mathйmatique avant que les observations n’aient fourni une preuve de sa validitй. Principal argument des opposants aux trous noirs: comment peut-on croire а des objets dont la seule preuve d’existence est constituйe par des calculs fondйs sur la thйorie йquivoque de la Relativitй Gйnйrale? En 1963, cependant, Maarten Schmidt, astronome а l’observatoire du mont Palomar en Californie, mesura le dйcalage vers le rouge d’un objet faible ressemblant а une йtoile dans la direction de la source d’ondes radio appelйe 3C273 (c’est-а-dire la source numйro 273 dans le troisiиme catalogue de Cambridge des radios-sources). Il le trouva trop grand pour кtre causй par un champ gravitationnel: s’il l’avait йtй, l’objet aurait dы кtre si massif et si prиs de nous qu’il aurait perturbй les orbites des planиtes du Systиme Solaire. Cela sous-entendait que ce dйcalage vers le rouge йtait plutфt causй par l’expansion de l’univers, ce qui, а son tour, sous-entendait que cet objet йtait vraiment а trиs grande distance. Et pour кtre visible а si grande distance, l’objet devait кtre trиs brillant, ou, en d’autres termes, йmettre une quantitй йnorme d’йnergie. Le seul mйcanisme auquel on pouvait penser et qui aurait йtй capable de produire de si grandes quantitйs d’йnergie semblait кtre l’effondrement gravitationnel non pas d’une йtoile unique mais de toute la rйgion centrale d’une galaxie. Un certain nombre d’autres «objets quasi stellaires» semblables, ou quasars, venaient d’кtre dйcouverts, tous avec un important dйcalage vers le rouge. Mais ils sont tous beaucoup trop loin et, partant, trop difficiles а observer pour constituer une preuve dйterminante de l’existence des trous noirs.

Une preuve supplйmentaire de l’existence des trous noirs se manifesta en 1967 avec la dйcouverte, par une chercheuse de Cambridge, Jocelyn Bell, d’objets cйlestes qui йmettaient des bouffйes rйguliиres d’ondes radio. Tout d’abord, Bell et son professeur, Anthony Hewish, pensиrent qu’ils йtaient entrйs en contact avec une autre civilisation de notre Galaxie! Effectivement, au sйminaire au cours duquel ils annoncиrent leur dйcouverte, je me souviens qu’ils avaient baptisй les quatre premiиres sources dйcouvertes LGM 1-4, LGM dйsignant les «Petits Hommes Verts[5]». Puis on en revint а une conclusion beaucoup moins romantique: ces objets, baptisйs «pulsars», йtaient en fait des йtoiles de neutrons en rotation, qui йmettaient des bouffйes d’ondes radio а cause d’une interaction compliquйe entre leur champ magnйtique et la matiиre environnante. Mauvaise nouvelle pour les auteurs de westerns spatiaux, certes, mais grand espoir pour le petit nombre d’entre nous qui croyaient aux trous noirs а cette йpoque: c’йtait la premiиre preuve rйelle que les йtoiles de neutrons existaient. Une йtoile de neutrons a un rayon d’environ dix kilomиtres, ce qui reprйsente seulement plusieurs fois le rayon critique auquel une йtoile devient un trou noir. Si une йtoile s’effondrait jusqu’а une taille aussi rйduite, il n’йtait pas dйraisonnable de s’attendre а ce que d’autres йtoiles puissent s’effondrer jusqu’а des tailles encore plus petites et devenir ainsi des trous noirs.

Comment espйrer dйtecter un trou noir puisque, par dйfinition, il n’йmet aucune lumiиre? Ou comment chercher un chat noir dans une cave а charbon! Heureusement, il y a quand mкme un moyen. Comme John Michell le faisait remarquer dans son travail de pionnier de 1783, le trou noir continue а exercer une force gravitationnelle sur les objets environnants. Les astronomes ont observй maints systиmes dans lesquels deux йtoiles tournent l’une autour de l’autre, attirйes l’une vers l’autre par la gravitй. Ils ont йgalement observй des systиmes dans lesquels il n’y a qu’une seule йtoile visible tournant autour d’un compagnon invisible. On ne peut, bien sыr, immйdiatement en conclure que ce compagnon est un trou noir: il peut tout aussi bien кtre une йtoile trop faible pour кtre vue. Cependant, quelques-uns de ces systиmes, comme celui appelй Cygnus X-l (fig. 6.2), sont aussi de fortes sources de rayons X. La meilleure explication de ce phйnomиne est que la matiиre a йtй soufflйe de la surface de l’йtoile visible. En tombant sur son compagnon invisible, elle dйveloppe un mouvement spiralй (un peu comme de l’eau s’йchappant d’une baignoire); elle devient trиs chaude et йmet des rayons X (fig. 6.3). Pour que ce mйcanisme fonctionne, l’objet invisible doit кtre trиs petit, de la taille d’une naine blanche, d’une йtoile de neutrons ou d’un trou noir. А partir de l’orbite observйe de l’йtoile visible, on peut dйterminer la plus petite masse possible pour l’objet invisible. Dans le cas de Cygnus X-l, c’est а peu prиs six fois la masse du Soleil, ce qui, en tenant compte de la limite de Chandrasekhar, est trop grand pour que l’objet invisible soit une naine blanche. Il a йgalement une masse trop grande pour кtre une йtoile de neutrons. Il semble donc que cela puisse кtre un trou noir.

Figure 6.2

Figure 6.3

D’autres modиles expliquent Cygnus X-l sans faire intervenir de trou noir, mais ils sont tous tirйs par les cheveux. Le trou noir semble bien кtre la seule explication rйellement naturelle de ces observations. Malgrй cela, j’ai fait le pari avec Kip Thorne, du California Institute of Technology, qu’en fait, Cygnus X-l ne contient pas de trou noir! C’est une police d’assurance, pour moi. J’ai beaucoup travaillй sur les trous noirs et tout sera balayй s’il se confirme que les trous noirs n’existent pas. Alors, j’aurai la consolation d’avoir gagnй mon pari, quatre ans d’abonnement au magazine Private Eye. Si les trous noirs existent, Kip me devra une annйe de Penthouse. Lorsque nous avons fait ce pari, en 1975, nous йtions certains а 80 % que Cygnus йtait un trou noir. Aujourd’hui, je dirais que nous le sommes а 95 %, mais tout n’est pas encore jouй.

Nous avons des arguments en faveur de l’existence de plusieurs autres trous noirs dans des systиmes du type Cygnus X-l dans notre Galaxie et dans nos deux voisines, les Nuages de Magellan. Le nombre des trous noirs est, cependant, probablement beaucoup plus йlevй; au cours de la longue histoire de l’univers, beaucoup d’йtoiles ont pu brыler toutes leurs rйserves nuclйaires et s’effondrer. Le nombre des trous noirs peut trиs bien кtre supйrieur au nombre des йtoiles visibles, qui se monte а environ cent milliards dans notre seule Galaxie. L’attraction gravitationnelle supplйmentaire d’un si grand nombre de trous noirs pourrait expliquer pourquoi notre Galaxie tourne sur elle-mкme а la vitesse qui est la sienne: la masse des йtoiles visibles ne suffit pas pour en кtre responsable. Nous avons aussi quelque preuve qu’il y a un trou noir bien plus grand, avec une masse d’environ cent mille fois celle du Soleil, en son centre. Les йtoiles qui s’en approchent trop sont dйchirйes par la diffйrence entre les forces gravitationnelles s’exerзant sur l’hйmisphиre qui lui fait face et celui qui lui tourne le dos. Leurs restes et le gaz qui s’йchappent des autres йtoiles y tomberont. Comme dans le cas de Cygnus X-l, le gaz spiralera vers l’intйrieur et se rйchauffera, mais pas autant; il ne sera jamais assez chaud pour йmettre des rayons X, et cela pourrait expliquer la source trиs compacte d’ondes radio et de rayonnement infrarouge que l’on observe au centre galactique.

On pense que des trous noirs similaires mais encore plus grands, avec des masses d’environ cent millions de fois celle du Soleil, occupent le centre des quasars. De la matiиre tombant dans un tel trou noir supermassif pourrait constituer la seule source de puissance suffisamment intense pour expliquer les йnormes quantitйs d’йnergie que ces objets йmettent. Comme la matiиre spirale dans le trou noir, cela pourrait le mettre en rotation dans le mкme sens, lui permettant ainsi de dйvelopper un champ magnйtique un peu comme celui de la Terre. Des particules de trиs hautes йnergies pourraient кtre йmises prиs du trou noir par la matiиre en train d’y tomber. Le champ magnйtique serait si fort qu’il pourrait focaliser ces particules en jets йmis le long de l’axe de rotation du trou noir, c’est-а-dire en direction de ses pфles Nord et Sud. De tels jets ont effectivement йtй observйs dans un certain nombre de galaxies et de quasars.

On peut aussi envisager qu’il puisse exister des trous noirs de masse bien infйrieure а la masse du Soleil. De tels trous noirs ne pourraient pas кtre dus а un effondrement gravitationnel parce que leur masse est en deза de la masse limite de Chandrasekhar: les йtoiles de masse infйrieure peuvent se dйfendre contre les forces de gravitй, mкme si elles ont йpuisй leurs rйserves nuclйaires. Des trous noirs de petite masse ne pourraient se former que si la matiиre йtait comprimйe а d’йnormes densitйs par de trиs fortes pressions externes. De telles conditions devraient exister dans une trиs grosse bombe а hydrogиne: le physicien John Wheeler a calculй une fois que si l’on prenait toute l’eau lourde de tous les ocйans du monde, on pourrait construire une bombe а hydrogиne qui pourrait comprimer la matiиre au centre de telle faзon qu’un trou noir pourrait кtre crйй. (Bien sыr, il ne resterait plus personne pour le voir!) Une йventualitй plus pratique est que des trous noirs de masses aussi petites auraient pu s’кtre formйs aux hautes tempйratures et aux hautes pressions rйgnant lors de l’univers trиs primitif. Les trous noirs ne pourraient s’кtre formйs que si l’univers primitif n’avait pas йtй parfaitement lisse et uniforme, parce que seule une petite rйgion, qui aurait йtй plus dense que la moyenne, aurait pu кtre comprimйe de faзon а former un trou noir. Mais nous savons qu’il a dы y avoir quelques irrйgularitйs, parce qu’autrement, la matiиre dans l’univers serait distribuйe de faзon parfaitement uniforme а l’йpoque actuelle, au lieu d’кtre regroupйe en йtoiles et en galaxies.

Savoir si les irrйgularitйs requises pour rendre compte des йtoiles et des galaxies ont conduit а la formation d’un nombre important de trous noirs «primordiaux» dйpend clairement du dйtail des conditions qui rйgnиrent dans l’univers primitif. Si nous pouvions dйterminer combien de trous noirs primordiaux existent aujourd’hui, nous aurions beaucoup appris sur les йtats trиs primitifs de l’univers. Les trous noirs primordiaux avec des masses de plus de mille millions de tonnes (la masse d’une grosse montagne) pourraient кtre dйtectйs seulement par leur influence gravitationnelle sur d’autres, sur de la matiиre visible ou sur l’expansion de l’univers. Cependant, comme nous le verrons dans le prochain chapitre, les trous noirs ne sont en rйalitй nullement noirs: ils rougeoient comme un corps chaud. Plus ils sont petits, plus ils rougeoient. Aussi, paradoxalement, les trous noirs les plus petits deviennent-ils aujourd’hui plus aisйs а dйtecter que les plus grands!

Дата добавления: 2015-10-26