Les Trous Noirs, propriétés, et caractéristiques.
- L'existence des trous noirs fut prédite en 1916 par l'astronome allemand Karl Schwartzchild, sur la base de la théorie de la relativité générale. L'existence des trous noirs est une certitude pour la quasi-totalité de la communauté scientifique concernée. Ce sont .
Ici on peut voire en vert les rayons X éjectés par l'étoile en train de se faire aspirer par le trou noir
- Les trous noirs sont étonnants en ce qu'ils sont décrits par seulement trois paramètres: sa charge électrique, sa masse et son moment cinétique. Car les seules interactions fondamentales à portées infinies sont la gravitation et l'électromagnétisme, elles sont données par sa masse (gravité), et sa charge électrique. Ces propriétés sont décrit par la physique classique (c'est-à -dire non-relativiste Loi de Newton, Loi de Coulomb). Le trou noir possède un champ gravitationnel proportionnel à sa masse et un champ électrique proportionnel à sa charge. L'influence du moment cinétique est par contre spécifique à la relativité générale, elle stipule qu’un corps en rotation a tendance à « entraîner » l'espace-temps de son voisinage, (cependant ce phénomène n’a pas encore été observé à l'heure actuelle), c’est l’effet Lense-Thirring. Il devient important au voisinage d'un trou noir en rotation. Par exemple si un observateur est situé dans son voisinage, il sera inévitablement entraîné dans le sens de rotation du trou noir. La région ce phénomène se produit est appelée ergorégion.
- La masse du trou noir est concentrée en un point appelé singularité gravitationnelle. Il s’agit d’une région où le champ gravitationnel et les distorsions de l'espace deviennent infinis. Or, la description d'une singularité gravitationnelle demeure pour l’instant problématique, car elle n’est pas définie par la relativité générale. Mais comme elle est située à l'intérieur d'un trou noir, elle n’influence donc pas l’extérieur de ce dernier, (exemple : la matière située à l'intérieur d'un trou noir ne peut pas en ressortir), ainsi cela n'empêche pas de décrire les trous noirs pour la région de l'horizon des événements située du côté extérieure.
- La zone délimitant la région d'où lumière et matière deviennent prisonniers, est appelée « horizon des événements » il s’agit donc d’une sorte de C’est une région sphérique appelée également horizon du trou noir. Elle est centrée sur la singularité du trou noir. Même la lumière ne peut s’y échapper, elle est inéluctablement entraînée vers la singularité centrale. En fait, il s’agit d’une zone ou la vitesse de libération de l’astre est supérieure à la célérité (la vitesse de la lumière), or rien ne peut aller plus vite ue cette vitesse, donc rien ne peut s’échapper d’un trou noir (d’où son nom). Cet horizon a un rayon égal à celui de Schwartzchild. Donnée pour un astre de masse m donnée, la vitesse de libération, par la formule suivante:
Rs=√(2GM/c²)
- Il représente en quelque sorte l'extension spatiale du trou noir. Par exemple, si un trou noir avait une masse égale à celle du Soleil, son rayon vaudrait à peu près 3 kilomètres. A une distance de quelque million de kilomètres le trou noir n'exerce pas une attraction plus importante qu’autre corps de même masse. Ainsi, si le Soleil était remplacé par un trou noir de même masse, les orbites de ses planètes ne changeraient pas. Il existe plusieurs classes et type de trous noirs.
- Un trou noir peut déformer le tissu espace-temps, selon la théorie de la relativité générale d’Einstein.
Ainsi, au voisinage de l'horizon le temps s'écoule différemment pour un observateur situé à cet endroit par rapport à un autre observateur situé loin du trou noir.
Le temps s'écoule plus vite pour un observateur situé à proximité d’un trou noir que pour un autre plus loin. Et inversement, l'observateur resté loin du trou noir verra l’autre évoluer de plus en plus lentement. Le spectre électromagnétique se dirigeant vers un trou noir subira un décalage vers le bleu (il sera plus énergique), et celui s’éloignant de cet astre sera moins énergique (décalage vers le rouge).
Effet Doppler gravitationnel provoqué par un trou noir sur la lumière blanche émise par le disque d'accrétion. Source :NASA/GSFC
Exemples :
- Si l’observateur distant du trou noir envoie des signaux lumineux à intervalles réguliers (toutes les secondes une seconde) à l’observateur proche, alors celui-ci recevra des signaux plus énergétiques (leur fréquence sera plus élevée, donc il y aura un décalage vers le bleu subi par la lumière qui tombe vers le trou noir), et les intervalles de temps séparant deux signaux consécutifs seront plus rapprochés (moins d'une seconde).
- Si l'observateur distant voit un objet tomber dans un trou noir, les deux phénomènes de dilatation du temps et de décalage vers le rouge vont se combiner. Les éventuels signaux émis par l'objet seront de plus en plus rouges, de moins en moins lumineux (la lumière émise perd de plus en plus d'énergie avant d'arriver à l'observateur lointain), et de plus en plus espacés. Même si l'observateur distant tente d'approcher l'horizon en vue de récupérer l'objet qu'il a eu l'impression de voir s'arrêter juste avant l'horizon
- Les effets de marée deviennent importants à proximité de l’horizon. Ils déterminent les déformations d'un objet du fait de l’énorme champ gravitationnel, seront ressentis par un observateur s'approchant de trop près d'un trou noir. En fait ce champ est tellement important, que g, l’intensité de pesanteur peut varier sur de très faibles altitudes. Les effets de marée deviennent importants au niveau de l'horizon du trou noir. Cependant, ces forces sont beaucoup plus importantes à proximité d’un trou noir stellaire (l’observateur serait déchiqueté) que pour trou noir super massif (le voyageur passerait l'horizon sans encombre). Néanmoins, en s'approchant de la singularité il serait détruit.