trou noir.

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trou noir. ASTRONOMIE : masse effondrée dont la vitesse d'échappement est
égale à la vitesse de la lumière. La vitesse d'échappement est la vitesse centrifuge
minimale que doit avoir un objet pour échapper au champ gravitationnel de cette
masse. Les trous noirs sont probablement l'étape ultime de l'évolution du coeur d'une
étoile massive.
Le concept d'un tel objet remonte à la fin du XVIIIe siècle, quand l'astronome anglais
John Mitchell montra que la vitesse de libération d'une étoile ayant la même densité que
le Soleil, mais dont le rayon serait cinq cents fois plus grand, serait identique à celle de la
lumière. La lumière ne pouvant s'en échapper, cette étoile serait invisible et donc noire.
En 1796, Laplace détailla ce concept dans son Exposition du système du monde e t
nomma « astre occlus » ce type d'objet. Cette description, faite dans le cadre de la
mécanique classique, tomba dans l'oubli jusqu'à ce qu'Einstein, en 1915, expose sa
théorie de la relativité générale qui interprétait la force gravitationnelle en terme de
géométrie de l'espace : la répartition de matière affecte la courbure de l'espace-temps,
et cette déformation modifie la trajectoire de tous les objets. Quelque temps plus tard,
Karl Schwarzschild montra que, pour un objet de masse donnée, il existe un rayon limite
en dessous duquel les déformations de l'espace-temps seraient telles que la lumière ne
pourrait s'en échapper. Ce rayon, proportionnel à la masse de l'objet, est appelé
« rayon de Schwarzschild ». Pour notre Soleil, il est d'environ 3 km. Dans les années
vingt, Subrahmanyan Chandrasekhar étudia la possibilité de former de tels objets. Il
commença par montrer que le noyau d'une étoile ne pouvait aboutir à une naine
blanche que si sa masse était inférieure à 1,4 fois celle du Soleil. De même, il existe une
limite supérieure à la masse d'une étoile à neutrons environ égale à trois fois la masse
du Soleil. Si la masse du coeur de l'étoile est plus élevée, même l'agitation quantique du
gaz de neutrons est incapable de contrebalancer la gravitation. Il doit se contracter
jusqu'à un rayon de quelques kilomètres où la gravitation est capable de piéger le
rayonnement. Les densités atteintes dans de tels objets sont évidemment
gigantesques : de l'ordre de plusieurs milliards de tonnes par cm 3. Pour décrire l'état de
la matière à de telles densités, il serait nécessaire d'introduire une théorie quantique de
la gravitation. Des travaux ultérieurs montrèrent que, vu de l'extérieur, un trou noir
pouvait se décrire en n'utilisant que trois paramètres : sa masse, sa charge électrique et
son moment cinétique. Le physicien britannique Stephen Hawking a élaboré, avec J.M.
Bardeen et Brandon Carter, une théorie des trous noirs similaire à la thermodynamique
des gaz, dans laquelle ces trois paramètres jouent le rôle des variables d'états. Hawking
a aussi montré que certains phénomènes quantiques sembleraient permettre d'extraire
de l'énergie des trous noirs.
L'attraction gravitationnelle d'un trou noir est telle que la matière environnante est
irrémédiablement aspirée. Dans sa chute en spirale vers le corps central, sa température

est portée à plusieurs millions de degrés, et le disque d'accrétion ainsi formé doit
émettre un fort rayonnement X. Cependant, une émission X intense provenant d'un
objet ne garantit pas que l'on a affaire à un trou noir, car cela pourrait aussi provenir
d'une étoile à neutrons. Pour confirmer l'hypothèse du trou noir, il faut mesurer sa
masse, ce qui nécessite la présence d'un compagnon visible. D'où l'intérêt porté aux
sources binaires ayant une émission X intense et non périodique. Le candidat le plus
ancien est la source Cygnus X-1, située à 6 500 années-lumière de la Terre. Deux
autres candidats ont été proposés plus récemment, LMC X-3 dans le Grand Nuage de
Magellan et A 620 00, situé à seulement 3 000 années-lumière de la Terre. Ce sont
tous les trois des systèmes binaires, pour lesquels a été mise en évidence la présence
d'un objet très compact dont la masse est de l'ordre de sept fois celle du Soleil, et qui
se manifeste par une très forte émission dans le domaine X, certainement due à
l'accrétion de matière venant de son compagnon.

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