Retour à la partie 1 : Histoire et propriétés des trous noirs
II- Détection des trous noirs :
Les trous noirs sont très difficilement détectables. Vu qu’ils sont, par définition, invisibles, on les repère surtout grâce à leurs effets sur l’environnement. Ainsi, les trous noirs sont relativement simples à détecter lorsqu’ils sont accompagnés d’une étoile "normale" , visible de la Terre. On parle de système binaire. Lors de l’étude qui va suivre, on utilisera le modèle du trou noir de Kerr, c’est à dire en rotation.
1) Trou noir dans un système binaire :
En raison du fort champ gravitationnel qu’il crée à son voisinage, le trou noir peut avoir une étoile comme satellite. Nous ne pouvons voir que cette dernière. Or, dans un système binaire, les deux astres tournent l’un autour de l’autre. Lorsqu’on mesure le spectre infrarouge de l’étoile, on s’aperçoit qu’il varie périodiquement.
L’étoile va tourner autour du trou noir de manière périodique et son spectre (et donc sa couleur) va, d’après l’effet Redshift, avoir la particularité d’osciller du bleu au rouge pour nous qui l’observons.
L’effet Redshift est l’effet Doppler mais appliqué aux ondes lumineuses. Cet effet est dû au déplacement de la source par rapport à la Terre, et fait que quand un objet source de rayonnement se rapproche de nous, la fréquence de son rayonnement augmente et elle baisse si l’objet s’éloigne.
L’effet Doppler est l’effet qui fait que nous entendons la sirène des pompiers aiguë avant le passage du camion mais grave après son passage : il se rapprochait de nous donc la fréquence des ondes sonores était plus forte et le son était donc plus aigu et s’éloigne ensuite de nous et la fréquence des onde diminue.
En étudiant le spectre de l’étoile, on va donc se rendre compte qu’il varie de manière périodique : l’effet Redshift nous montre que l’étoile tourne autour de quelque chose d’invisible et de massif. Ce compagnon invisible est le plus souvent une étoile effondrée et peut donc être un trou noir.
Malgré tout, il peut s’agir d’un des deux autres cas d’étoiles effondrées vues précédemment ou encore d’une étoile très peu lumineuse. On va donc mesurer la masse du compagnon obscur grâce à son spectre. En effet, on a vu que les naines blanches ou étoiles à neutrons possédaient une masse limite. Si la masse du compagnon invisible est au-delà de cette masse limite, il ne peut s’agir que d’un trou noir ou une étoile géante cachée dernière un nuage de poussière.
Il existe un autre moyen de détecter les trous noirs dans des systèmes binaires. En effet, lorsqu’une étoile est proche d’un compagnon invisible, elle lui cède de sa matière. Cette matière est inexorablement attirée par le compagnon, tournant autour de lui avant de disparaître.
Cygnus X-1 fut un des premiers système binaire détecté.
Cet amas de matière autour du compagnon obscur est appelé disque d’accrétion. Plus la matière s’approche du centre, plus elle s’échauffe. Or, comme on le voit sur l’échelle ci dessous, si la matière s’échauffe, elle émet des rayons X que l’on peut détecter.
Ainsi lorsque le disque d’accrétion libère des rayons X, cela correspond à une baisse de la longueur d’onde et à une augmentation de l’énergie du photon.
On détecte parfois des sources de rayons X. Mais pour les trous noirs, il faut chercher dans les phénomènes ni périodiques ni récurrents. En effet, le disque d’accrétion du trou noir est extrêmement chaud et par conséquent très instable. Il se forme donc anarchiquement des sortes de "bulles chaudes" provoquant un sursaut de rayons X. Le seul objet céleste ayant également des "sursauts" non périodiques de rayons X ne peut être qu’une vieille étoile à neutron ayant perdu son champ magnétique. En effet, "jeunes" , les étoiles à neutron libèrent leur matière périodiquement. Cette pulsation est due à leur intense champ magnétique. Une fois ce dernier perdu, leur lâcher de matière est semblable à celui des trous noirs, c’est à dire totalement anarchique.
Pour différencier les deux, on peut s’intéresser à leurs disques d’accrétion respectifs. En effet, s’il s’agit d’une étoile à neutrons, le centre du disque d’accrétion sera très lumineux en raison de la matière qui heurte la surface de l’étoile effondrée. Par contre dans le cas du trou noir, le centre sera obscur vu que la matière aura été "aspirée".
Mais vu que les rayons du disque d’accrétion se dirigent directement dans le trou noir, ils ne peuvent s’écarter de leur trajectoire. Ainsi, ils ne peuvent venir vers nous et on ne peut donc pas voir ces disques d’accrétion. On ne peut donc pas déterminer la nature d’un compagnon obscur de cette manière à moins de trouver un trou noir assez proche de la Terre.
Toutefois, grâce au télescope spatial Hubble, un disque d’accrétion assez proche de la Terre a pu être observé :
Ici, on voit bien que le centre du disque n’est pas lumineux ce qui montre la présence d’un trou noir. Le petit point lumineux au centre pourrait correspondre à un jet de matière observé au centre perpendiculairement au disque d’accrétion.
Dans les autres cas, on reprend la même méthode que précédemment pour déterminer s’il s’agit d’un trou noir ou d’une étoile à neutron : on calcule la masse du compagnon obscur et si elle dépasse une certaine masse, cela signifiera obligatoirement qu’il s’agit d’un trou noir. Pour cela on doit faire des approximations, et c’est un des arguments employés par les détracteurs de la théorie des trous noirs.
Même si ces trous noirs semblent difficilement détectables, ils sont relativement faciles à repérer par rapport à un trou noir isolé. On parle de trou noir célibataire.
