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Le trou noir

Le disque d'accrétion d'un trou noir est généralement concentrique près de l'horizon suite aux effets de marées mais on a récemment découvert qu'il pouvait conserver un mouvement en spiral tel qu'illustré sur cette image. Document T.Lombry.

Les forces de marée (IV)

Dans un trou noir, il n'existe plus de limite de Roche (cf. Saturne), concept qui ne concerne que les forces de marée et l'interaction gravitationnelle entre deux astres dont la taille est > 0. Or dans le cas d'un trou noir, selon nos théories le rayon de l'astre secondaire est une singularité, son rayon est donc nul, ce qui ne permet pas de calculer une solution réelle. Il faut donc utiliser d'autres concepts comme le rayon de Schwarzschild (Rs=GM/c2) qui prend en considération la masse réelle du trou noir et le concept de limite externe, le fameux horizon des évènements. 

Ceci dit de nombreux astrophysiciens continuent d'utiliser la notion de limite de Roche pour les trous noirs dans la mesure où connaissant la masse et le rayon d'un trou noir, on peut simuler les forces de marée et étudier par exemple de quelle manière une étoile se disloque en s'approchant trop près d'un trou noir galactique.

Dans l’environnement terrestre chacun a déjà remarqué que les forces de marée sont négligeables, exception faite du flux et du reflux de la mer. L’extension que provoque les forces de marée engendrées par la Lune et le Soleil sur un corps correspond à une force de pression de 10-10 atmosphère. Mais dans l’environnement d’un trou noir, ces forces sont gigantesques. Paradoxalement, plus la taille et la masse d’un trou noir sont petits, plus les forces de marée sont élevées sur l’horizon des évènements. Quelques formules et exemples vont nous aider à comprendre ce phénomène.

Connaissant la distance L qui sépare deux points d’un même corps, Mh la masse du trou noir, C la circonférence de l’orbite circulaire et G la constante de la gravitation, on peut calculer l'accélération relative Δa entre 2 points :

Δa = 16 π3G ( Mh / C3 ) L

Si la circonférence est celle de l'horizon des évènements, l'accélération relative devient :

Δa    1/Mh2

Accélération, tension et spaghettification

Pour un trou noir de 5 km de rayon et environ 5 M, les forces de marée varient de 1/16 g à 15 g entre 100000 km et 20000 km de l’horizon des évènements. Cette accélération est encore plus élevée pour les trous noirs plus petits. Selon des études menées par la NASA, un homme ne peut pas supporter des accélérations verticales vers le haut de plus de 14 g pendant 1.8 s et de 8 g vers le bas pendant plus de 0.6 s. Il peut juste tolérer des accélérations horizontales vers l'avant jusque 35 g pendant 0.6 s et vers l'arrière jusque 28 g pendant 0.6 s. Au-delà de ses valeurs la personne perd connaissance.

Ecrasement multidirectionnel et chaotique d'un objet près d'un trou noir.

On peut également exprimer cette tension en pression. Pour un trou noir de 15 km de rayon et 10 M, à quelques milliers de kilomètres de l'horizon externe la pression est négligeable mais si on se rapproche à 400 km de l’horizon, la tension ou pression dépasse 100 kg/cm2 soit 100 fois la pression qui s'excerce sur Terre en bordure de mer (1013 HPa, 1 atm ou 1 kg/cm2).

L'effet de ces forces de marée a été qualifié humoristiquement de "spaghettification" par les Anglo-saxons qui décrit parfaitement l'étirement que subit la matière soumise à de telles contraintes. Il va sans dire qu'aucun être humain ne peut survivre dans de telles conditions ni même aucune structure aussi solide soit-elle, d'autant que l'écrasement se produit dans toutes les directions, en extension et en compression.

Le champ gravitationnel d’un trou noir n’est pas uniforme et déforme rapidement les objets les plus massifs et de manière d'autant plus spectaculaire s'ils sont souples ou à l'état gazeux. Etant donné que la tête d’un objet est plus proche de la singularité que sa partie arrière, la partie avant subit une accélération plus forte que la partie arrière. S’ajoute à cet effet le phénomène de marée car la direction de l’accélération des différentes parties de l’objet dépend de leur distance à l’axe fictif qui relie le centre de gravité de l’objet à celui du trou noir. Dans de telles conditions, tout objet prend la forme d’une ellipsoïde rétrécie dans toutes les directions horizontales comme on le voit à gauche.

Pour un trou noir de 100 M, les forces de marée correspondent à une pression de 100 atmosphères. Inversement, pour un trou noir de 1 million de M l’horizon est cent mille fois plus grand et les forces de marée 1010 fois plus faibles puisqu’elles sont inversement proportionnelles à la masse du trou noir. Sous l’horizon, ces forces sont mêmes inférieures à celles que nous subissons sur Terre !

En fait, dans un trou noir de moins de 100 millions de M, l'horizon des évènements est plus petit que le rayon de Roche. Dans ce cas, une étoile franchissant la limite de Roche voit son enveloppe progressivement étirée par les forces de marée jusqu'à ce qu’elle soit disloquée en dégageant énormément d'énergie avant d'être engloutie sous l'horizon des évènements. En revanche, au-delà de 100 millions de M, l'horizon des évènements d'un trou noir est plus grand que le rayon de Roche. Dans le trou noir supermassif situé au coeur de M87, alias Virgo A qui "pèse" 3.5 milliards de M, les étoiles capturées ne sont pas déchirées par les forces de marée et sont englobées toutes entières.

Les forces de marée

Selon Oppenheimer et Snyder, la chute dans une singularité provoque un effet de marée considérable sur les corps de faible masse et notamment sur l'enveloppe des étoiles. Cette force radiale est en augmentation constante à mesure que la singularité se rapproche. Selon la théorie de Belinsky, Khalatnikov et Lifshitz (BKL), l’écrasement s’effectue dans toutes les directions de façon chaotique. Cet étirement a été humoristiquement surnommé la "spaghettification". La matière aspirée par la singularité finit par former un disque d'accrétion autour du tour noir qui s'active en émettant un jet bipolaire. Le disque est absorbé et disparaît quelques millions d'années plus tard puis le trou noir s'assoupit jusqu'à la prochaine capture. Ce document est disponible en vidéo sur le site NASA/GSFC ainsi que la vidéo de la dernière image.

Dans un trou noir de plus d'un million de masses solaires, la densité est tellement faible qu'on peut traverser l'horizon externe - et donc sans possibilité de retour - sans même s'en apercevoir. Dans certains cas, le disque d'accrétion peut s'étendre sur des dizaines de milliards de kilomètres. Pour les plus massifs tel celui caché au coeur de NGC 4889 ou S5 0014+813, rien que l'horizon des évènements s'étend sur plus de 100 milliards de kilomètres et leur sphère d'influence s'étend sur plusieurs dizaine d'années-lumière, sous-tendant une zone inférieure à la seconde d'arc à la distance de la galaxie d'Andromède (2.5 millions d’années-lumière).

Certains trous noirs supermassifs tel celui caché au coeur de M87 est dépourvu de disque d’accrétion et par conséquent, pratiquement jusqu'à l'horizon interne des évènements les forces de marée sont insignifiantes, comme si tout était au repos. C’est ce phénomène qui permit de dire au physicien Kip Thorne ou Michio Kaku qu’il était tout à fait possible de traverser un trou noir supermassif et déboucher dans un univers parallèle. En réalité, leur trou noir est associé à un trou blanc et un trou de ver qui relie les deux univers. Mais rien ne prouve que cela existe.

Les univers parallèles

A gauche, en théorie il est tout à fait possible d’envisager la traversée d’un trou noir supermassif (associé à un trou blanc et un trou de ver) afin d’atteindre un univers parallèle. En effet, lorsqu’il atteint des millions de masses solaires, l’effet de marée gravitationnel ainsi que la densité deviennent insignifiants sous l’horizon. Mais toute la difficulté est d’arriver jusque là. Si l'effet du trou blanc et la déviation de trajectoire engendrée par le trou de ver sont suffisamment importants, le scénario n'est pas impossible, tout le moins pour des particules. A condition de pouvoir maintenir ces entités de manière stable à l'échelle macroscopique (à droite) un trou de ver permet de voyager dans le temps et dans l'espace car il y a un sens de l'information. Toutefois, ces idées sont spéculatives et rien ne permet encore d'envisager de prendre ces concepts au pied de la lettre, à l'image des films de fiction. Documents T.Lombry.

Reste à déterminer les effets gravito-quantiques dans cet environnement exotique, domaine qui reste actuellement très spéculatif. La plupart des physiciens pensent qu'en vertu des fluctuations quantiques, le pont d’Einstein-Rosen se refermera en une fraction de seconde. Actuellement, leur dimension avoisine 10-33 cm et leur durée de vie 10-43 s ! Cela ne nous laisse même pas le temps de planifier un plan de vol...! Reste à trouver une méthode pour en fabriquer artificiellement à partir de matière exotique. La théorie des supercordes pourra peut-être un jour nous expliquer ce qui se passe réellement dans ces trous de vers.

La durée de vie dans un trou noir

Combien de temps faut-il pour atteindre la singularité ? Après avoir traversé le point de non retour de l’horizon externe ou horizon des évènements, la durée de vie théorique est grosso modo proportionnelle à la masse du trou noir. Elle est égale au temps que prend la lumière pour parcourir la distance égale à la taille du trou noir. Si nous prenons l'exemple de notre Soleil-trou noir, pour 1 M cette durée maximale est de 10 microsecondes à partir du rayon de Schwarzschild. Pour un trou noir de 10 M ce temps est de 10-5 s. Pour un trou noir supermassif de 1 milliard de M, ce temps est multiplé par 1 milliard soit environ une demi-heure. Pour un trou noir supermassif de 20 milliards de M, la chute dans l’ergosphère dure 20 heures.

La relativité des évènements

Relativité du temps écoulé :

Relativité de l'espace parcouru :

Il s’agit d’une durée maximale car la seule méthode qui permet de survivre le plus longtemps possible sous l'horizon des évènements est d’utiliser toute la pleine puissance du vaisseau spatial jusqu’à l’horizon interne du trou noir. Ensuite de couper complètement les moteurs afin de tomber en chute libre jusqu’à la singularité. La durée de cette chute représente la durée de vie maximale car toute tentative pour utiliser les rétrofusées pour ralentir la chute n’aurait fait que réduire - du point de vue du pilote - la durée de ses dernières secondes, c'est-à-dire celle de sa chute vers la singularité.

Le vaisseau A subit une accélération qui réduit le temps écoulé à bord vis-à-vis de B qui tombe en chute libre. En ralentissant, le battement d’un intervalle de temps dans le référentiel du vaisseau A s'accélère. Son horloge embarquée nous démontre qu’il tombe donc plus rapidement sur le trou noir que B. C’est en effet paradoxal.

Mécanisme de Penrose et énergie de rotation

Peut-on imaginer réduire la masse d’un trou noir ? En 1969 Roger Penrose découvrit qu'un trou noir de Kerr accumulait de l'énergie de rotation en dehors de son horizon et qu'en théorie elle pouvait donc être extraite, c'est le mécanisme de Penrose qui fut également décrit par Manjiri Bhat et ses collègues en 1985.

Reprenons l'image de notre vaissseau spatial. Lorsque notre ami est tombé dans le trou noir, pour vaincre la force gravitationnelle qui devient infinie sur l’horizon des évènements, il va utiliser toute la puissance donc de consommer toute l’énergie de son vaisseau. En libérant toute son énergie à cet endroit, le vaisseau ne fait qu’augmenter la masse du trou noir et sa taille. En fait, Penrose découvrit que pour extraire le maximum d’énergie de rotation d’un trou noir, les moteurs du vaisseau devaient paradoxalement être allumés sur l’horizon. Dans ce cas, la taille de l’horizon ne se modifie pas, mais le trou noir perd son énergie de rotation. L’énergie utilisée par les moteurs du vaisseau est en fait extraite du vortex. Il en résulte une diminution du taux de rotation du trou noir. Ce processus peut se répéter un nombre infini de fois. Mais il n’existe aucun moyen pour réduire la taille d’un trou noir; il reste un puits sans fond qu’il est impossible de remplir.

En 1971, Demetrios Christodoulou calcula que lorsque qu'un trou noir de Kerr tourne à sa vitesse maximale, son efficacité énergique est 41 fois supérieure à celle libérée par tout le carburant nucléaire du Soleil ! En termes d'équivalence de masse, le gain maximum d'énergie pour une seule particule est de 20.7 %. Si le processus est répété pour toutes les particules, sachant que le Soleil libère environ 0.7 % de sa masse en énergie (chaleur et lumière), dans un trou noir tournant très rapidement, on atteint (41x0.7 %) soit 29 % de sa masse qui est convertie en équivalenrt énergie[11] !Si le trou noir est extrêment chargé électriquement mais pas en rotation (un trou noir de Reissner-Nordström), cette efficacité atteint 50 % de sa masse ! Mais laissons aux ingénieurs le soin de découvrir la méthode la plus pratique pour utiliser cette énergie. Disons simplement que dame Nature a déjà trouvé quelques mécanismes : les résultats des simulations montrent que les trous noirs sont vraisemblablement la source d'énergie des quasars et des jets bipolaires. Cette production d'énergie pourrait aussi expliquer certaines sursauts gamma[12].

Au fur et à mesure que cette énergie se dissipe, le trou noir perd son moment angulaire et se rapproche d'un taux de rotation nul en même temps que l'effet Lense-Thirring s'amenuise. A la limite, l'ergosphère n'existe plus.

Le disque d'accrétion

Le concept de disque d'accrétion revête une grande importance car il explique la formation des protoplanètes, les caractéristiques des systèmes binaires à contact et autres systèmes binaires accrétants et indirectement le jet bipolaire des trous noirs parmi d'autres objets. Il est donc utile de rappeler comment les astronomes en sont arrivés à proposer cette idée.

Rappel historique

Le concept de disque d'accrétion fut introduit par Gerard Kuiper en 1941 pour expliquer la courbe lumineuse ainsi que les caractéristiques spectrales et photométriques de l'étoile binaire à éclipse β Lyrae. Kuiper proposa que le transfert de masse entre les étoiles binaires en contact s'effectuait par la formation d'un "anneau" autour de l'étoile accrétante, le système binaire étant entouré dans son plan équatorial et à plus grande distance par un "disque de gaz dilué" en rotation de forme hélicoïdale.

Ce concept fut ensuite amélioré par Kevin Prendergast et Geoffrey Burbidge en 1968 pour expliquer l'émission des binaires X (Cygnus X2) et par Donald Lynden-Bell (cf. ce PDF) en 1969 pour expliquer la luminosité des AGNs (il parlait de "collapsed masses" sans citer explicitement le concept de trou noir inventé quelques années plus tôt). Ensuite ce modèle Standard fut amélioré notamment par Nikolai Shakura et Rashid Sunyaev en 1973 qui introduisirent le concept de turbulence pour expliquer l'augmentation de la viscosité du disque considéré comme étant en équilibre thermique et capable de rayonner efficacement de la chaleur. Le modèle de disque visqueux avec des instabilités sous-critiques déclenchées par du cisaillement (une instabilité linéaire ou "shearing") fut également appliqué aux étoiles T Tauri par Donald Lynden-Bell et James Pringle en 1974.

Simulation de l'apparence visuelle d'"un trou noir sphérique en rotation avec son disque d'accrétion [..] vu de très loin [sous un angle] de 10° au-dessus du plan du disque" comme le précise l'astronome Jean-Pierre Luminet du LAM/CNRS auteur de ce dessin dans son livre "Les trous noirs" (Belfond, 1987, p162). La brillance est amplifiée sur la partie gauche, celle qui se rapproche de l'observateur, en raison de l'effet Doppler. Le plus spectaculaire est la déformation de la partie postérieure du disque d'accrétion qui remonte apparemment "derrière" le trou noir, un effet optique induit par l'intense champ gravitationnel qui semble courber les rayons lumineux (il ne les courbe pas réellement puisque la lumière suit les géodésiques de l'espace-temps). Ce dessin a une valeur historique. Jean-Pierre Luminet le créa à partir d'un modèle calculé en 1979 sur un mainframe IBM 7040, un ordinateur transistorisé équipé de cartes perforées. L'ordinateur généra les isophotes de l'image qui furent traduits graphiquement sous forme filaire grâce à un logiciel sommaire de dessin. Toutefois, pour créer l'image finale avec tous ses détails, Luminet appliqua ses talents artistiques et utilisa les données numériques de l'ordinateur qu'il traduisit directement en valeur de gris sur du papier, créant une image négative avec de l'encre de Chine, plaçant des points plus densément là où la simulation montrait plus de lumière. "Ensuite, j'ai pris le négatif de mon négatif pour obtenir le positif, les points noirs devenant blancs et le fond blanc devenant noir".

Puis, en 1991 Steven Balbus et John Hawley montrèrent qu'un disque couplé à un champ magnétique présentait du cisaillement capable de transporter le moment cinétique vers l'extérieur du disque tandis que John Hawley et al. ainsi que Axel Brandenburg et al. montrèrent en 1995 que ce mécanisme dit magnéto-rotationnel ou effet dynamo pouvait entretenir le champ magnétique.

A peu de choses près et à des degrés divers, tous ces mécanismes sont à l'oeuvre dans le disque d'accrétion d'un trou noir. Nous reviendrons plus loin sur certains détails de ces mécanismes.

Effets Doppler et gravitationnel

Autour d'un trou noir, qu'il soit en rotation comme le trou noir de Kerr ou immobile comme le trou noir de Schwarzschild (mais plutôt théorique), il est statistiquement très improbable que la matière accrétée ne soit pas un minimum en rotation suite aux interactions qu'elle subit avec d'autres corps célestes, présentant ce qu'on appelle un moment cinétique (moment angulaire). De ce fait, en raison de la conservation du moment cinétique, toute la matière que le trou noir attire par sa force gravitationnelle et son champ magnétique (voir plus loin) prend la forme d'un disque d'accrétion aplati dans le plan équatorial.

Vingt ans après le dessin de Jean-Pierre Luminet, l'astronome Chris Reynolds de l'Université du Maryland et du GSFC créa cette simulation d'un trou noir.

Comme on le voit ci-dessus, suite à l'effet gravitationnel qui dévie apparemment la trajectoire de la lumière (car en réalité la lumière suit les géodésiques de l'espace-temps) combiné à l'effet Doppler qui augmente la brillance du disque dans le sens du déplacement, on observe une déformation du disque d'accrétion, avec un côté plus brillant et une partie arrière plus ou moins relevée selon la position de l'observateur par rapport au plan du disque d'accrétion. Lorsque le trou noir est vu par le pôle, son disque forme un tore circulaire et seul un arc plus brillant apparaît du côté du déplacement du trou noir, qu'il soit de taille stellaire ou galactique.

Un trou noir attire (et absorbe) non seulement la matière contenue dans son disque d'accrétion, mais également celle qu’il parvient à attirer à longues distances par son champ gravitationnel. Depuis 2005, grâce aux travaux d'une équipe de chercheurs franco-britanniques travaillant avec Thierry Foglizzo du CEA, la zone d'influence d'un trou noir a été revue à la hausse. Ainsi, on estime que sa zone d'influence appelée le rayon d'accrétion est un million de fois plus grand que sa taille définie par l'horizon de Schwarzschild (Rs). Or jusqu'à présent beaucoup de modèles ne considéraient qu'un rayon d'accrétion de l'ordre de 100 Rs. Cette découverte signifie que les effets d'un trou noir induisent des perturbations d'entropie et de vorticité insoupçonnés dans le milieu interstellaire jusqu'à des distances considérables qui, pour les plus massifs (dont le rayon équivaut à la taille du système solaire) est supérieure à 1000 années-lumière ! On reviendra sur la dimension des trous noirs supermassifs.

A voir : Global simulations of accreting black holes, P.Armitrage/C.Reynolds

Simulation Gallery, EHT

Simulations des effets optiques et gravitationnels sur le disque d'accrétion d'un trou noir supermassif en rotation vu respectivement 10° (gauche) et 45° (droite) au-dessus du plan du disque. Documents Chris Reynolds et Hotaka Shiokawa/CfA Harvard/EHT.

Le spectre d'énergie

Le fait que le trou noir soit ou non en rotation produit un effet sur son disque d'accrétion et sur son spectre d'énergie. Selon que le trou noir tourne dans le sens horloger (rétrograde) ou anti-horloger (prograde ou sens direct), le disque d'accrétion tournera dans le même sens ou en sens opposé. Si cela paraît évident, en raison des effets du champ magnétique, cela produit des effets inattendus.

Profil en rayons X du disque d'accrétion d'un trou noir en fonction de la structure du disque interne et du sens de rotation du trou noir. Notez la présence de raies d'émissions de basse énergie (sous 1 keV) lorsque le disque d'accrétion tourne dans le même sens que le trou noir et arrive au contact de la dernière orbite circulaire stable (ISCO). Document NASA/JPL/Caltech adapté par l'auteur.

Si le trou noir est en rotation, il entraîne avec lui l'espace-temps. Comme on le voit sur l'illustration présentée à droite, si le trou noir et le disque tournent en sens contraire, il se forme une cavité entre la partie interne du disque et la dernière orbite circulaire stable (orbite ISCO). Ces dernières orbites rayonnent très peu d'énergie. En revanche, si le trou noir et le disque tournent dans le même sens, du fait qu'il entraîne l'espace-temps, la relativité générale prédit que le disque peut arriver au contact de la dernière orbite stable et sera d'autant plus rapproché de l'ergosphère que le taux de rotation du trou noir sera élevé.

Dans certaines conditions observationnelles, les astrophysiciens et les radioastronomes peuvent déterminer dans quel sens tourne un trou noir et à quelle vitesse en mesurant le profil d'émission de l'énergie du disque d'accrétion. En effet, en spectroscopie on constate que les raies spectrales peuvent s'élargir pour différentes raisons dont l'une des plus importantes est provoquée par l'effet Doppler : plus le gaz est chaud plus il se déplace rapidement et plus les raies sont larges dans un rapport qui peut atteindre 100:1 vers 1 GHz.

Ce phénomène qui est bien connu des chimistes (cf. les spectromètres de fluorescence X) est particulièrement apparent dans les raies d'émissions des atomes de fer dans le rayonnement X entre 0.1 et 100 keV. Dans ce spectre, le fer est dans un état neutre ou partiellement ionisé par fluorescence sous l'effet des rayons X durs émis par la partie interne du disque.

En analysant le continuum X d'un disque interne d'accrétion, si on observe des raies en émission uniquement au-delà de 3 ou 4 keV et donc une coupure à basse énergie, cela signifie qu'il existe une cavité centrale. Dans le cas contraire, s'il n'y a pas de coupure dans le profil X et qu'on observe un élargissement du spectre d'énergie vers la partie rouge du spectre (en-dessous de 1 keV), ce qu'on appelle le "red wing", on peut en déduire à quelle distance se trouve la limite interne du disque d'accrétion car elle dépend directement du taux de rotation du trou noir. C'est de cette manière qu'avec un peu de chance on peut calculer la vitesse de rotation du trou noir.

Oscillations Quasi Périodiques (QPO) et effet Lense-Thirring

L'étude du disque interne des trous noirs en rayons X grâce au télescope orbital XMM-Newton de l'ESA aidé par l'analyse spectroscopique nucléaire du télescope orbital NuStar de la NASA a permis aux chercheurs d'expliquer le phénomène de scintillement découvert dans les années 1980. A cette époque, les astronomes ont découvert que le rayonnement X provenant des trous noirs de masse stellaire fluctuait avec une période pouvant atteindre 10 secondes. Au fil des jours, des semaines et des mois, la période de scintillement se raccourcit jusqu'à atteindre 10 périodes par seconde ou 10 Hz puis, soudainement, le scintillement disparaît. Ce curieux phénomène a été surnommé les "Oscillations Quasi Périodiques" mieux connu sous l'acronyme anglais QPO.

Ce rayonnement est émis par la partie interne du disque d'accrétion, c'est-à-dire une région très proche du trou noir. Dans les années 1990, les astronomes soupçonnaient que les QPOs étaient associées à des effets gravitationnels prédits par la relativité générale : le trou noir crée une sorte de vortex gravitationnel qui entraîne toute la matière et l'espace-temps alentour. A l'image d'une bille en rotation qui essaye d'évoluer dans une matière visqueuse et l'entraîne dans son mouvement, le trou noir provoque un effet Lense-Thirring (cf. page 3). Au fil du temps, l'orbite des objets gravitant autour du trou noir se décale d'un certain angle et change d'orientation. Le temps nécessaire pour que l'orbite revienne à son état initial est appelé le cycle de précession.

Fluctuations lumineuses quasi périodiques (QPO) du disque interne du trou noir H1743-322 relevées par le satellite Intégral de l'ESA entre 2005 et 2016 (concernant la date, ajouter 2400000 au Jour Julien indiqué. Voici un convertisseur de la date en JJ). Document Integral/ESA adapté par l'auteur.

Par un heureux hasard, Adam Ingram de l'Université d'Amsterdam étudie depuis 2009 le rayonnement X des binaires accrétantes (dont AR Scorpii) et notamment l'effet Lense-Thirring (le glissement du cadre de référence) évoqué précédemment et les QPOs des trous noirs.

Dans le disque interne d'un trou noir se trouve un plasma chaud dans lequel les atomes sont dépouillés de leurs électrons et émettent des bouffées de rayonnement X. A mesure que le trou noir aspire cette matière, le flux interne chaud diminue au fil des semaines et des mois jusqu'à disparaître.

Adam Ingram et ses collègues ont publié en 2009 une étude suggérant que la QPO est entraînée par la précession Lense-Thirring du flux chaud. En effet, plus le flux intérieur rétrécit, plus il s'approche du trou noir et plus le cycle de précession Lense-Thirring s'accélère. Mais il fallait prouver cette théorie.

Les astronomes ont donc analysé le flux interne qui émet un rayonnement de haute énergie qui frappe la matière contenue dans le disque d'accrétion, rendant les atomes de fer dans un état proche de la lumière des tubes fluorescents, état dans lequel ils émettent une raie spectrale dans le rayonnement X. Du fait que le disque d'accrétion est en rotation, la raie du fer est décalée par effet Doppler (vers le bleu pour la partier du disque s'approchant vers l'observateur et vers le rouge pour la partie s'éloignant). S'il existe un effet de précession dans le flux interne, comme on le voit sur l'illustration ci-dessous à droite, le disque doit être plus brillant dans le secteur s'approchant de l'observateur (et parfois sur la partie s'éloignant), donnant l'impression que la raie oscille d'avant en arrière au cours d'un cycle de précession. C'est ce phénomène d'oscillation qu'a détecté le satellite XMM-Newton.

A lire : Jets and Outflows in Compact Stellar Binaries (PDF), NRAO, 2012

A gauche, localisation du trou noir H1743-322 dans le Scorpion. Au centre, illustration artistique du changement de brillance de la partie interne du disque d'accrétion en raison de l'effet Lense-Thirring de précession relativiste. Ce phénomène apparaît dans l'oscillation (QPO) du flux de rayonnement émit par ce trou noir et dans l'oscillation de la raie du fer observée dans le rayonnement X. A droite, le jet émit de manière transitoire par le trou noir. Voir également l'illustration en vidéo sur YouTube. Documents S.Chaty et al. (2015), ESA/ATG Medialab et NRAO/NASA/GSFC adapté par l'auteur.

En 2016, Adam Ingram et son équipe ont publié une étude dans les MNRAS concernant l'observation du trou noir H1743-322. Il s'agit d'un microquasar situé à 27700 années-lumière dans la constellation du Scorpion. Le trou noir d'environ 10 M est au coeur d'un système binaire X et émet des bouffées de rayonnement X comme le montre le graphique présenté un peu plus haut. Ce trou noir émet également de manière transitoire un jet de plasma synchrotron d'une énergie supérieure à 10 TeV.

Ingram et ses collègues ont analysé le rayonnement de ce trou noir pendant 260000 secondes (72.2 heures) avec le satellite XMM-Newton. Ils l'ont également observé pendant 70000 secondes (19.4 heures) avec le satellite NuSTAR qui a confirmé le vacillement de la raie du fer, et également observé une caractéristique spectrale appelée la "bosse de réflexion" (reflection hump) qui ajoute une preuve supplémentaire de la précession. Les oscillations observées de la raie du fer sont conformes aux prédictions de la relativité générale.

C'est la première fois que l'effet Lense-Thirring est mesuré près d'un corps compact et massif. A l'avenir, cette méthode d'analyse permettra aux astronomes de cartographier la matière dans les régions intérieures des disques d'accrétion des trous noirs. En complément, cette technique peut être utilisée pour tester les prédictions de la relativité générale dans les conditions de champs forts comme jamais auparavant, mais pour cela il faut bien comprendre comme s'organise le mouvement de la matière dans le disque d'accrétion, raison pour laquelle l'étude des QPOs doit être approfondie.

Notons que le film "Interstellar" de Christopher Nolan (2014) nous a donné un aperçu très réaliste des effets d'un vol relativiste près d'un trou noir grâce aux conseils scientifiques de Kip Thorne, notamment des effets de la relativité sur les distances parcourues, sur la gravité d'un trou noir, sur les effets optiques, sur le temps relatif écoulé. Le film évoqua également les conséquences psychologiques et affectives à travers les émotions ressenties par les différents personnages selon qu'ils subissent ou non les effets relativistes et les effets de l'isolement. Bien que le scénario reste hollywodien et dans le style des films de Steven Spielberg (qui est à l'origine du scénario original), c'est le premier film de divertissement qui décrit avec autant de précision et de réalisme un trou noir supermassif et les phénomènes qui lui sont associés (sauf la fin du film évidemment).

A voir : Interstellar – Building A Black Hole – Official Warner Bros. 

A lire : Visualisation réaliste d'un trou noir et le film Interstellar, K.Thorne et al., 2016

Gravitational lensing by spinning black holes in astrophysics, and in the movie Interstellar

Simulations du trou noir supermassif "Gargantua" extraites du film "Interstellar" de Christopher Nolan (2014) et basées sur les conseils du physicien théoricien Kip Thorne. Ce trou noir est en rotation dans le sens anti-horloger ou prograde et vu de profil, légèrement au-dessus du plan du disque d'accrétion. En raison des effets optiques induits par l'intense champ gravitationnel qui courbe les rayons lumineux (en apparence) et déforme l'image, la partie arrière du disque apparaît au-dessus du trou noir et sa face inférieure apparaît en dessous du disque (cf. ce schéma), d'où la formation de cet épais anneau lumineux qui encercle le fin liséré de la sphère de photons ou gloire. Sur l'image de droite, le scénariste a ajouté une planète en orbite autour du trou noir. En raison des effets de la relativité, rien qu'un aller-retour entre le point d'observation et la planète située à quelques centaines de milliers de kilomètres vous fait viellir de plusieurs décennies par rapport aux personnes qui sont restées à bonne distance et n'ont pas subit le "ralentissement du temps". La vidéo et l'article ci-dessus décrivent en détails les différents effets optiques et gravitationnels. Documents Paramount Pictures/Warner Bros Pictures.

Luminosité d'Eddington et taux d'accrétion

A mesure qu'il accrète de la matière, un trou noir devient de plus en plus massif et grossit démesurément (le rayon de son horizon croît proportionnellement à sa masse) mais il y a tout de même une limite au-dessus de laquelle il ne peut plus accumuler de matière : c'est la limite d'Eddington.

Pour rappel, cette limite déjà entrevue à propos des étoiles géantes et des étoiles neutrons définit dans le cas d'un trou noir le seuil au-delà duquel l'énergie dégagée par la matière tombant vers la singularité est capable de freiner la quantité de matière tombant vers le trou noir. En d'autres termes, la luminosité d'Eddington représente la valeur maximale au-dessus de laquelle la pression de radiation est capable de compenser la force de la gravitation. Passé ce niveau, la luminosité est tellement élevée qu'elle empêche l'accrétion de matière vers le trou noir; il a atteint sa masse maximale. Cette luminosité d'Eddington est proportionnelle à la masse du trou noir.

Dans le cas du Soleil, la luminosité d'Eddington vaut 33000 fois sa luminosité actuelle. La formule approchée est la suivante :

Lmax = 3.3 x 104 (M / M) L

Si la masse du trou noir galactique est comprise entre 1 et 100 millions de fois celle du Soleil, Lmax atteint des valeurs supérieures à 100 milliards, comprises entre 1011-1013 L, typique des quasars et surtout des ULIRG (des galaxies ultra lumineuses en infrarouge).

En 2015, l'astronome Andrew King de l'Université de Leicester confirma que cette masse maximale est de l'ordre de 50 milliards de masses solaires mais peut atteindre 270 milliards de masses solaires dans les cas extrêmes, par exemple lorsque le trou noir est animé d'une vitesse de rotation maximale et prograde (dans le sens anti-horloger, comme c'est le cas de la plupart des planètes du système solaire).

Comme nous le verrons, à ce jour le trou noir le plus massif "pèse" environ 40 milliards de masses solaires. Il présente une luminosité d'Eddington de 6.5x1048 erg/s, très proche de la luminosité maximale bolométrique (mesurée sur l'ensemble du spectre) mesurée dans les AGNs les plus brillants et les plus vastes.

Le taux d'accrétion maximum correspondant à cette luminosité est appelé le taux d'accrétion d'Eddington. Sa valeur est maximale dans les trous noirs présentant un moment cinétique et donc en rotation (trou noir de Kerr) où l'efficacité d'accrétion peut atteindre 42 % (contre 0.7 % dans une étoile, cf. cet article).

En théorie, un trou noir peut grossir au-delà de la luminosité d'Eddington par des mécanismes "non lumineux" comme par exemple une fusion avec un autre trou noir mais il ne pourra plus devenir un accréteur lumineux. En revanche, on pourra le détecter par d'autres méthodes comme l'effet des lentilles gravitationnelles.

De plus en plus de chercheurs pensent que les trous noirs peuvent outrepasser le taux d'accrétion définit par la limite d'Eddington. Dans une étude publiée en 2015 (dont voici la version PDF), Kara Erin de l'Université du Maryland et ses collègues ont montré qu'un trou noir pouvait attirer la matière d'une étoile à un taux 100 fois supérieur au maximum autorisé par la limite d'Eddington. Ainsi, dans le cas du trou noir Swift J1644+57 étudié depuis 2011 et pesant quelques millions de masses solaires, il semble qu'il ait dépassé la limite d'Eddington car on observe que la plus grande partie du rayonnement s'engloutit dans une direction privilégiée. De plus, la matière est attirée vers le trou noir à un taux très élevé sans être entravée par l'intense pression de radiation qui s'en dégage. Pour l'heure, la cartographie X n'a pas encore permis de mesurer son spin ni de caractériser toutes ses propriétés mais il suffirait qu'il absorbe une grande quantité de matière pour qu'on puisse préciser cette hypothèse. Ce n'est qu'une question de temps.

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Le champ magnétique autour d'un trou noir

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[12] Shigehiro Nagataki, "Rotating BHs as Central Engines of Long GRBs: Faster is Better" (PDF), Astronomical Society of Japan, 63, pp.1243–1249, 2011.


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