I) Définition et formation d'un trou noir
1) Qu'est ce qu'un trou noir?
Dans sa définition la plus simplifiée le trou noir peut être comparé à un gouffre sans fin. C'est un objet qui se situe dans l'espace, qui ne se voit pas et qui "avale" toute matière se trouvant à proximité.Le trou noir est en fait un objet stellaire plus difficile à comprendre car bien qu'il agisse sur la matière, il a d'autres propriétés, modifiant par exemple l'espace-temps.
2) D'où viennent les trous noirs?
Les étoiles sont comme nous, elle naissent, meurent et renaissent.Même si tous les trous noirs sont à l'origine des étoiles, les étoiles ne deviennent pas toutes forcément des trous noirs. Seules les plus grosses y parviennent. Quand une étoile meurt et explose, elle peut se transformer en naine blanche, en étoile à neutrons ou en trou noir. Ce sont les trois stades de renaissance.
Dans le cas qui nous intéresse l'étoile ayant formé un trou noir doit être d'une masse supérieure à 40 fois celle du soleil. Elle subit ce qu'on appelle le phénomène de super nova, se contractant indéfiniment car selon les lois de la relativité, à ce stade rien ne peut l'arrêter, puis finit par s'effondrer sur elle-même pour se transformer définitivement en trou noir.
3) Comment se forment les trous noirs?
On sait que les étoiles consomment de l'hélium. Les étoiles de quelques masses solaires achèvent leur vie lorsque la combustion de l'hélium s'arrête. En revanche les étoiles plus massives connaissent une fin plus complexe car elles sont en mesure de déclencher d'autres réactions nucléaires. Plus leur masse est importante, plus le poids des couches externes est grande et va créer une plus forte pression sur le noyau, permettant ainsi à de nouvelles réactions de se mettre en place. Mais ce nouveau carburant ne va pas suffire et très rapidement l'étoile va devoir se procurer une autre source d'énergie. Ainsi un cycle s'installe entraînant des réactions avec des éléments plus lourds à chaque fois et une combustion qui s'épuise de plus en plus rapidement jusqu'à se stopper momentanément.C'est la masse de l'étoile qui définit le nombre de réactions. Par exemple, une étoile de 10 fois la masse du soleil arrêtera ses réactions à l'oxygène avec des températures pouvant dépasser parfois le milliard de degrés. En comparaison, une étoile deux fois plus grosse que la précédente peut déclencher la réaction du silicium, plus lourd que l'oxygène, et atteint des températures de plusieurs milliards de degrés.
A chaque nouvelle réaction l'étoile prend des dimensions en constante augmentation afin de se transformer en super géante rouge.
Il faut savoir que ce cycle n'est pas éternel. Il s'arrête lorsque que le noyau de celle-ci est composé en majeure partie de fer 56 car il ne peut produire d'énergie par fusion. A ce stade, l'étoile est alors composée de ce que les astrophysiciens appellent une structure en pelure d'oignon car elle comporte une couche pour chaque réaction qui s'est produite. Ne pouvant plus produire d'énergie par fusion, l'étoile se retrouve obligée de se contracter afin de transformer son énergie gravitationnelle, c'est la contraction. A partir de là, commence une série de contractions qui se terminera par l'effondrement de celle-ci sur elle-même.
Les couches vont s'effondrer sur le noyau incompressible, s'y écrase violemment et rebondissent. Apparaît alors une formidable onde de choc qui va s'éloigner de l'étoile en soufflant tout sur son passage. L'enveloppe de l'étoile est complètement soufflée, une incroyable quantité d'énergie est libérée et une super nova est née. Son noyau se concentre alors en un amas de neutrons.
Lorsque la vitesse de libération est trop élevée la masse des résidus de l'étoile est trop importante (plus de trois fois celle du soleil) pour devenir une naine blanche ou une étoile à neutrons.
Dans ce cas les neutrons sont incapables de résister à la force de gravitation et l'effondrement de l'étoile ne s'arrête pas au stade d'étoile à neutron mais continue à s'effondrer. Lorsqu'elle atteint une vingtaine de kilomètres de diamètre la vitesse de libération a atteint celle de la lumière. Au final l'étoile s'effondrera en un astre minuscule avec une densité telle que même la lumière n'aura pas assez de force pour se dégager.
Choix déterminés dès le départ par la masse de l'étoile. - Soit l'étoile est d'une masse identique à notre Soleil, comprise entre 1 et 1.4, et alors elle expulsera sans violence sa matière stellaire dans l'espace, laissant seule rescapée une naine blanche.
- Soit sa masse est comprise entre 1.4 et 3.2 masses solaires, l'étoile explosera en supernova et son noyau, d'une densité bien plus importante qu'une naine blanche, deviendra une étoile à neutrons.
- Soit sa masse est supérieure à 3.2 masses solaires, et alors le noyau, après explosion de l'étoile en supernova, s'effondrera avec une telle densité qu'il deviendra un trou noir. Le phénomène d'effondrement en trou noir est une victoire totale de la gravitation, car plus rien ne peut freiner l'effondrement de la matière, qui se contracte jusqu'à une densité infinie, une température infinie, le tout en un point unique de l'espace : on appelle cela une singularité finale.
4) Comment est structuré un trou noir?
Nous avons vu précédemment que le trou noir est formé d'un minuscule objet d'une densité tellement forte qu'elle attire tout ce qui passe dans son rayon d'action. Lorsqu'on parle de trou noir on le définit dès lors par son centre que l'on appelle singularité (l'astre). Pour tout trou noir, il existe un point de non-retour : l'horizon des évènements. C'est la limite à partir de laquelle la lumière ne peut plus s'échapper. Le rayon de cet horizon est appelé le rayon de Schwarzchild. Il détermine le rayon que le corps doit avoir pour pouvoir retenir la lumière.
Les trous noirs sont décrits seulement grâce à leur masse, leur moment angulaire, qui caractérise la rotation, et leur charge électrique. Alors que la description complète d'une étoile normale prends en compte toutes les particules mises en jeu, leur nature, leur position ou leur énergie, et nécessite ainsi un nombre invraisemblable de données. La raison en est simple : lorsque l'étoile s'écroule sur elle-même, toute l'information sur ses particules disparaît à l'intérieur du rayon de Schwarzschild. Elle est donc perdue pour le monde extérieur.
A l'heure actuelle deux modèles principaux de trous noirs ont été mis à l'étude et on ne peut pas encore affirmer lequel se retrouve plus proche de la réalité. Ces deux modèles sont :
- Le trou noir de Schwarzschild : statique, non chargé
- Le trou noir de Kerr : en rotation, non chargé
Leur différence est essentiellement fondée sur l'existence d'un axe de rotation.
1) Le trou noir de Schwarzschild
Ce modèle de trou noir est une représentation très simplifiée et très idéalisée.Que se passe-t-il pour un observateur s'approchant du trou? Dans un premier temps, il va subir des forces de marées générées par la différence de valeur de la gravitation entre deux points qui ne sont pas à la même distance du corps massif qui l'attire. En regardant un objet s'approchant du trou noir, notre observateur verra que la lumière émise par l'objet va se décaler vers les grandes longueurs d'onde. Plus l'objet s'approchera de l'horizon et plus la longueur d'onde s'allongera jusqu'à tendre vers l'infini. Le temps ralentissant lui aussi, l'observateur va voir l'objet tomber vers le centre sans jamais l'atteindre, avec un rayonnement de fréquence de plus en plus faible. En continuant sa descente, notre observateur arrivera à hauteur de la sphère des photons (sphère dans laquelle un objet se satellise à un astre en se déplaçant autour de façon à ce que la vitesse de satellisation soit égale à celle de la lumière, car les photons atteignent cette vitesse).
Le trou noir de Schwarzschild.
2) Le trou noir de Kerr
Ce modèle est le plus vraisemblable car l'étoile qui lui donne naissance est en rotation. Ce trou noir résulte de la rotation de l'astre. En se rapprochant du trou noir, notre observateur va pénétrer dans une région typique de ce modèle de Kerr : l'ergosphère. C'est une région délimitée par la limite statique (l'endroit en deçà rien ne peut rester immobile en altitude, pas même en orbitant à la vitesse de la lumière) à l'extérieur, et par l'horizon externe à l'intérieur, dans laquelle rien ne peut rester immobile. Le trou noir de Kerr possède deux horizons. La singularité a la forme d'un anneau, et elle devient répulsive si on l'approche autrement que par son équateur.
Le trou noir de Kerr.
5) Les différentes hypothèses
A) L'hypothèse de Schwarzschild
Schwarzschild fut le premier théoricien à étudier les trous noirs au début du siècle. Son hypothèse consiste à prouver qu'il y a un autre moyen de créer un trou noir, non pas par l'explosion naturelle des étoiles, mais par la compression d'une masse quelconque au sein d'une sphère de rayon égal à 9/8 de son rayon de Schwarzschild.B) L'hypothèse d'Einstein
Dans ses hypothèses les plus inimaginables qu'on lui connaisse Einstein annonce le fait que le trou noir pourrait être relié à une fontaine blanche par le biais d'un trou de ver.Il annonce donc les trous noirs comme un hypothétique passage inter dimensionnel.
Une autre de ses théories dit que le trou noir ne serait pas un passage inter dimensionnel mais inter spatial, c'est-à-dire un passage vers un point différent dans l'espace se trouvant dans la même dimension.
Toutes ces théories n'ont pas encore été prouvé même si la majorité des hypothèses d'Einstein sur d'autres sujets se sont retrouvés exactes.
Le mercredi 20 avril 2005, lors de la rédaction du tpe sur www.techno-science.net, un communiqué provenant du professeur Andrew Hamilton de l'université du Colorado nous indique que selon des études menées sur la singularité du trou noir, la matière pénétrant dans celui ci serait carbonisée. Cette étude, bien que n'étant pas vérifiée se retrouve être la plus probable sur le plan théorique et pratique, et rejette les différentes hypothèses énoncées par Einstein.
La définition des trous noirs est nécessaire pour connaître son influence sur l'Espace-Temps, c'est ainsi que l'Espace-Temps se présente comme une réunion de quatre dimensions.
I) Définition et Formation
1) Que sont-ils?
2) D'où viennent-ils?
3) Comment se forment-ils?
4) Comment est-ce structuré?
5) Hypothèses
II) L'Espace-Temps
1) Qu'est-ce?
2) Einstein: Le mélange espace/temps
3) Distorsion de l'E.T.
4) Schwarzschild et Kerr : Influence sur l'E.T.
III) Déformation de l'E.T.
1) Représentation
2) Vitesse de libération
3) Rayon de Schwarzschild
4) Paramètre gravitationnel
Conclusion
