Astronomie

Formation d'étoiles autour des trous noirs en rotation ?

Formation d'étoiles autour des trous noirs en rotation ?


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Veuillez excuser une question d'amateur. En essayant de penser à autre chose qu'à ce qui se passait pendant une procédure dentaire, mon esprit s'est tourné vers un modèle d'étoile proche d'un trou noir en rotation et les effets sur la matière dessinée.

Bien qu'il soit évident qu'une telle matière serait excitée à haute température, la combinaison de la rotation et de l'excitation pourrait-elle suffire à induire une réaction de fusion soutenue ?

Si tel est le cas, cela produirait-il suffisamment d'énergie pour maintenir un "anneau" de fusion à l'horizon des événements - essentiellement une étoile en forme de beignet ?

Y aurait-il suffisamment de réaction pour commencer à produire des éléments plus légers ?

Pure curiosité générée par une tentative de me distraire


L'accrétion de matière sur (dans) les trous noirs (et les étoiles à neutrons) fournit des environnements à la fois très chauds et (relativement) denses. Dans ces circonstances, il est possible que la fusion nucléaire se produise, la question est de savoir si cela est significatif, à la fois énergétiquement ou comme moyen de produire de nouveaux éléments chimiques (nucléosynthèse).

La réponse à la première de ces questions est relativement simple. Lorsque le matériau tombe vers le trou noir, son moment angulaire le force à former un disque d'accrétion. Les processus visqueux chauffent le disque et fournissent des couples, font perdre de l'énergie et du moment angulaire au matériau et lui permettent éventuellement de tomber dans le trou noir. Une grande partie de l'énergie potentielle gravitationnelle (GPE) acquise lorsque le matériau tombe vers le trou noir finit par chauffer le matériau.

L'orbite circulaire stable la plus interne d'un trou noir est à 3 rayons de Schwarzschild $=6GM/c^2$, où $M$ est la masse du trou noir. Le GPE libéré pour un matériau de masse $m$ tombant dans ce rayon est $sim GMmc^2/6GM = mc^2/6$. c'est-à-dire qu'un sixième de l'énergie massique restante du matériau pourrait être libéré sous forme de chaleur.

Comparez cela avec la fusion nucléaire. La fusion de l'hydrogène en hélium ne libère que 0,7% de la masse restante sous forme d'énergie pouvant chauffer le disque d'accrétion.

Donc du point de vue énergétique, les réactions de fusion sont négligeables, à moins qu'elles ne puissent se produire beaucoup plus loin dans le disque

La question des rendements de nucléosynthèse est plus complexe. Plus un trou noir est massif et plus le taux d'accrétion est élevé, alors en général plus la température et la densité du disque sont élevées et plus le taux de fusion est élevé. Mais cela dépend aussi des détails des processus de refroidissement possibles et de la quantité de matériau advecté dans le trou noir. Hu & Peng (2008) présentent quelques modèles d'accrétion sur un trou noir de 10 masses solaires et suggèrent qu'il pourrait être possible de produire certains isotopes rares par ce mécanisme. Selon Frankel (2016), les trous noirs de la taille d'une étoile ont probablement besoin de taux d'accrétion très élevés de super-Eddington pour atteindre les températures nécessaires au maintien de la fusion nucléaire (c'est-à-dire des taux d'accrétion beaucoup plus élevés que ceux possibles par les flux d'accrétion sphériques opposés à la pression de radiation). De tels taux ne sont probables que dans les cas où les trous noirs perturbent un compagnon binaire, plutôt que par un flux d'accrétion constant.


La chaleur dans le disque d'accrétion se produit en raison de la friction et la friction ne se produit que lorsqu'il y a un mouvement relatif. Donc, dans ce disque d'accrétion, beaucoup de particules se déplacent les unes par rapport aux autres à des vitesses élevées, donc la fusion ne devrait pas se produire, car pour cette particule, elle devrait se réunir. Même dans une étoile (comme notre soleil), la masse de l'étoile n'est pas suffisante pour produire la fusion, et elle a besoin de l'aide de l'effet tunnel quantique, nous ne pouvons donc pas dire que la pression est disponible dans ce disque d'accrétion afin de surmonter la répulsion de la force nucléaire.


Les trous noirs centraux contrôlent la formation d'étoiles dans les galaxies massives : étude

Les trous noirs supermassifs, dont la masse est plus d'un million de fois celle du Soleil, résident au centre de toutes les galaxies massives. Une nouvelle étude publiée dans la revue Nature montre que l'histoire de la formation des étoiles d'une galaxie massive dépend de la masse de son trou noir central.

Les trous noirs supermassifs au cœur des galaxies projettent des rayonnements et des vents ultra-rapides vers l'extérieur, comme l'illustre la conception de cet artiste. Crédit image : NASA/JPL-Caltech.

Chaque galaxie massive possède un trou noir supermassif central, révélant sa présence par ses effets gravitationnels sur les étoiles de la galaxie et alimentant parfois le rayonnement énergétique d'un noyau galactique actif (AGN).

On pense que l'énergie déversée dans une galaxie à partir d'un AGN désactive la formation d'étoiles en chauffant et en dissipant le gaz qui se condenserait autrement en étoiles en se refroidissant.

Cette idée existe depuis des décennies et les scientifiques ont découvert que les simulations de l'évolution des galaxies doivent intégrer la rétroaction du trou noir afin de reproduire les propriétés observées des galaxies.

Mais les preuves d'observation d'un lien entre les trous noirs supermassifs et la formation d'étoiles ont fait défaut jusqu'à présent.

La nouvelle étude, dirigée par l'astronome des observatoires de l'Université de Californie, Ignacio Martín-Navarro, s'est concentrée sur les galaxies massives pour lesquelles la masse du trou noir central avait été mesurée dans des études précédentes en analysant les mouvements des étoiles proches du centre de la galaxie.

Pour déterminer les histoires de formation d'étoiles des galaxies, les chercheurs ont analysé les spectres détaillés de leur lumière obtenus par le Hobby-Eberly Telescope Massive Galaxy Survey.

Ils ont utilisé des techniques informatiques pour analyser le spectre de chaque galaxie et récupérer son histoire de formation d'étoiles en trouvant la meilleure combinaison de populations stellaires pour s'adapter aux données spectroscopiques.

"Cela vous indique la quantité de lumière provenant de populations stellaires d'âges différents", a noté le Dr Martín-Navarro.

Lorsque l'équipe a comparé les histoires de formation d'étoiles des galaxies avec des trous noirs de masses différentes, elle a trouvé des différences frappantes. Ces différences n'étaient corrélées qu'avec la masse du trou noir et non avec la morphologie galactique, la taille ou d'autres propriétés.

"Pour les galaxies avec la même masse d'étoiles mais une masse de trou noir différente au centre, ces galaxies avec des trous noirs plus gros ont été éteintes plus tôt et plus rapidement que celles avec des trous noirs plus petits", a déclaré le Dr Martín-Navarro.

"La formation d'étoiles a donc duré plus longtemps dans ces galaxies avec des trous noirs centraux plus petits."

Un trou noir supermassif n'est lumineux que lorsqu'il engloutit activement la matière des régions intérieures de sa galaxie hôte.

Les AGN sont très variables et leurs propriétés dépendent de la taille du trou noir, du taux d'accrétion du nouveau matériau tombant sur le trou noir et d'autres facteurs.

"Nous avons utilisé la masse des trous noirs comme indicateur de l'énergie injectée dans la galaxie par l'AGN, car l'accrétion sur des trous noirs plus massifs entraîne une rétroaction plus énergétique des noyaux galactiques actifs, ce qui étoufferait plus rapidement la formation d'étoiles", a déclaré le Dr Martín-Navarro. expliqué.

"La nature précise de la rétroaction du trou noir qui éteint la formation d'étoiles reste incertaine", a déclaré le Dr Aaron Romanowsky, astronome à l'Université d'État de San Jose et aux observatoires de l'Université de Californie.

« Il existe différentes manières pour un trou noir d’envoyer de l’énergie dans la galaxie, et les théoriciens ont toutes sortes d’idées sur la façon dont l’extinction se produit, mais il reste encore du travail à faire pour intégrer ces nouvelles observations dans les modèles. »

Ignacio Martín-Navarro et al. Formation d'étoiles régulée par les trous noirs dans les galaxies massives. Nature, publié en ligne le 1er janvier 2018 doi: 10.1038/nature24999


Formation d'étoiles autour des trous noirs en rotation ? - Astronomie

Nous développons un modèle exploratoire pour les régions externes gravitationnellement instables des disques d'accrétion autour des trous noirs massifs. On considère des trous noirs de masse 10(6) à 10(10) M sun , et des abondances primordiales ou solaires. Dans un premier temps, nous étudions la formation et l'évolution des étoiles dans un disque purement gazeux marginalement instable, et nous montrons que des fragments instables devraient s'effondrer rapidement et donner naissance à des objets compacts (planètes ou protoétoiles), qui s'accrètent alors à un taux élevé et en moins de 10(6) ans acquièrent une masse de quelques dizaines de M sun , selon un mécanisme initialement proposé par Artymowicz et al. (1993). Lorsque ces étoiles explosent en supernovae, les coquilles de supernova éclatent du disque, produisant de forts écoulements. Nous montrons que le disque gazeux est capable de supporter un grand nombre d'étoiles massives et de supernovae tout en restant relativement homogène. Un aspect intéressant est que les étoiles à neutrons résiduelles peuvent subir d'autres phases d'accrétion, conduisant à d'autres explosions de supernova (vraisemblablement puissantes). Dans un deuxième temps, nous supposons que les régions à la périphérie du disque fournissent un afflux de masse quasi stationnaire pendant la durée de vie des quasars ou de leurs géniteurs, c'est-à-dire

10(8) ans, et que tout le transport de masse est assuré par les supernovae, qui induisent un transfert de moment cinétique vers l'extérieur, comme le montrent les simulations numériques de Rozyczka et al. (1995). En supposant que le taux de formation des étoiles est proportionnel au taux de croissance de l'instabilité gravitationnelle, nous résolvons la structure du disque et déterminons le gaz et les densités stellaires, le chauffage étant fourni principalement par les étoiles elles-mêmes. On trouve des solutions auto-cohérentes dans lesquelles le gaz est maintenu dans un état très proche de l'instabilité gravitationnelle, dans un anneau situé entre 0,1 et 10 pc pour une masse de trou noir de 10(6) M_sun, et entre 1 et 100 pc pour un masse de trou noir de 10(8) M_sun ou plus, quelles que soient les abondances, et pour des taux d'accrétion relativement faibles (<= 10 % du taux d'accrétion critique). Pour des taux d'accrétion plus importants, le nombre d'étoiles devient si grand qu'elles inhibent toute nouvelle formation d'étoiles, et/ou le taux de supernovae est si élevé qu'elles détruisent l'homogénéité et la stabilité marginale du disque. Nous reportons l'étude de ce cas. Plusieurs conséquences de ce modèle peuvent être envisagées, outre le fait qu'il propose une solution au problème du transport de masse dans la région intermédiaire du disque où les instabilités globales ne fonctionnent pas. Comme première conséquence, cela pourrait expliquer les écoulements à grande vitesse enrichis en métaux impliqués par la présence des larges raies d'absorption dans les quasars. Comme deuxième conséquence, cela pourrait expliquer un enrichissement prégalactique du milieu intergalactique, si des trous noirs se formaient tôt dans l'Univers. Enfin, il pourrait fournir un mécanisme de déclenchement des rafales d'étoiles dans les régions centrales des galaxies. Une vérification du modèle serait de détecter une supernova explosant à quelques parsecs du centre d'un AGN, une observation qui peut être réalisée dans un futur proche.


Les plus faibles galaxies naines

Josué D. Simon
Vol. 57, 2019

Abstrait

Les galaxies satellites de la Voie Lactée à luminosité la plus faible (L) représentent la limite inférieure extrême de la fonction de luminosité des galaxies. Ces naines ultra-faibles sont les systèmes stellaires les plus anciens, les plus dominés par la matière noire, les plus pauvres en métaux et les moins évolués chimiquement. Lire la suite

Documents supplémentaires

Figure 1 : Recensement des galaxies satellites de la Voie lactée en fonction du temps. Les objets montrés ici incluent toutes les galaxies naines confirmées par spectroscopie ainsi que celles suspectées d'être des naines basées sur l.

Figure 2 : Répartition des satellites de la Voie lactée en magnitude absolue () et rayon de demi-lumière. Les galaxies naines confirmées sont affichées sous forme de cercles remplis de bleu foncé et les objets suspectés d'être des galaxies naines.

Figure 3 : Dispersions des vitesses en ligne de visée des satellites ultra-faibles de la Voie lactée en fonction de la magnitude absolue. Les mesures et les incertitudes sont représentées par des points bleus avec des barres d'erreur, et 90 % c.

Figure 4 : (a) Masses dynamiques des satellites ultra-faibles de la Voie lactée en fonction de la luminosité. (b) Rapports masse/lumière dans le rayon de demi-lumière pour les satellites ultra-faibles de la Voie lactée en fonction.

Figure 5 : Métallicités stellaires moyennes des satellites de la Voie lactée en fonction de la magnitude absolue. Les galaxies naines confirmées sont affichées sous forme de cercles remplis de bleu foncé et les objets suspectés d'être nains.

Figure 6 : Fonction de distribution de la métallicité des étoiles chez les naines ultra-faibles. Les références pour les métallicités présentées ici sont répertoriées dans le tableau supplémentaire 1. Nous notons que ces données sont assez hétérogènes.

Figure 7 : Modèles d'abondance chimique des étoiles dans les UFD. Voici les rapports (a) [C/Fe], (b) [Mg/Fe] et (c) [Ba/Fe] en fonction de la métallicité, respectivement. Les étoiles UFD sont tracées sous forme de diamo coloré.

Figure 8 : Détectabilité des systèmes stellaires faibles en fonction de la distance, de la magnitude absolue et de la profondeur du relevé. La courbe rouge montre la luminosité de la 20e étoile la plus brillante d'un objet en tant que fonction.

Figure 9 : (a) Diagramme couleur-amplitude de Segue 1 (photométrie de Muñoz et al. 2018). Les régions de magnitude ombrées en bleu et en rose indiquent la profondeur approximative pouvant être atteinte avec le milieu existant.


Photos du trou noir

Vous voulez voir des photos de trous noirs ? Voici un défi, comment montrer une image de quelque chose qui absorbe toute la lumière qui l'atteint. Bien sûr, il est impossible de montrer de vraies images de trous noirs car ils sont invisibles. Mais vous pouvez montrer les régions autour des trous noirs ainsi que des illustrations de ce à quoi pourraient ressembler les trous noirs.

Cette image de trou noir montre le trou noir invisible au centre entouré d'un disque d'accrétion de matière. La rotation rapide du trou noir interagit avec le disque d'accrétion générant de puissants champs magnétiques.

Illustration d'artiste d'un trou noir supermassif. Crédit image : NASA

Il s'agit d'une image d'un trou noir supermassif (illustration d'artiste). Vous voyez le trou noir de côté, et il est entouré d'un épais tore de gaz et de poussière qui masque la région autour du trou noir. Les puissants champs magnétiques du trou noir génèrent de puissants jets qui se jettent dans l'espace.

Trou noir supermassif supprimant la formation d'étoiles. Crédit image : NASA

Cette photo d'artiste d'un trou noir montre un trou noir supermassif au centre d'une galaxie. Un puissant rayonnement sort du noyau du trou noir, arrêtant la formation d'étoiles dans les régions proches du centre de la galaxie.

Preuve d'un trou noir en rotation. Crédit image : NASA

Cette image de trou noir montre un trou noir tournant rapidement au centre de son disque d'accrétion. Bien que le trou noir lui-même soit invisible, il est entouré d'un disque rapide de matière tombant dans le trou noir, comme de l'eau s'écoulant dans un drain.

Binaire de trou noir. Crédit image : NASA

Voici une image de trou noir qui montre un trou noir dans une relation binaire avec une étoile. La matière s'écoule de l'étoile vers un disque d'accrétion autour du trou noir. Le trou noir en rotation rapide génère un puissant champ magnétique qui crée des jets jumeaux de matière s'écoulant au-dessus et au-dessous du trou noir.


Contenu

L'idée d'un corps si massif que même la lumière ne pourrait pas s'échapper a été brièvement proposée par le pionnier astronomique et ecclésiastique anglais John Michell dans une lettre publiée en novembre 1784. Les calculs simplistes de Michell supposaient qu'un tel corps pourrait avoir la même densité que le Soleil, et ont conclu qu'un tel corps se formerait lorsque le diamètre d'une étoile dépasse celui du Soleil d'un facteur 500 et que la vitesse de fuite à la surface dépasse la vitesse habituelle de la lumière. Michell a noté à juste titre que de tels corps supermassifs mais non rayonnants pourraient être détectables grâce à leurs effets gravitationnels sur les corps visibles proches. [7] [25] [26] Les savants de l'époque étaient initialement excités par la proposition selon laquelle des étoiles géantes mais invisibles pourraient se cacher à la vue de tous, mais l'enthousiasme s'est atténué lorsque la nature ondulatoire de la lumière est devenue apparente au début du XIXe siècle. [27]

Si la lumière était une onde plutôt qu'un "corpuscule", on ne sait pas quelle influence, le cas échéant, la gravité aurait sur les ondes lumineuses qui s'échappent. [7] [26] La physique moderne discrédite la notion de Michell d'un rayon lumineux tirant directement de la surface d'une étoile supermassive, étant ralenti par la gravité de l'étoile, s'arrêtant, puis revenant en chute libre à la surface de l'étoile. [28]

Relativité générale

En 1915, Albert Einstein a développé sa théorie de la relativité générale, après avoir montré plus tôt que la gravité influence le mouvement de la lumière. Quelques mois plus tard, Karl Schwarzschild a trouvé une solution aux équations du champ d'Einstein, qui décrivent le champ gravitationnel d'une masse ponctuelle et d'une masse sphérique. [29] Quelques mois après Schwarzschild, Johannes Droste, un étudiant de Hendrik Lorentz, a indépendamment donné la même solution pour la masse ponctuelle et a écrit plus longuement sur ses propriétés. [30] [31] Cette solution avait un comportement particulier à ce qu'on appelle maintenant le rayon de Schwarzschild, où il est devenu singulier, ce qui signifie que certains des termes des équations d'Einstein sont devenus infinis. La nature de cette surface n'était pas tout à fait comprise à l'époque. En 1924, Arthur Eddington a montré que la singularité disparaissait après un changement de coordonnées (voir coordonnées Eddington-Finkelstein), bien qu'il ait fallu attendre 1933 pour que Georges Lemaître se rende compte que cela signifiait que la singularité au rayon de Schwarzschild était une singularité de coordonnées non physique. [32] Arthur Eddington a cependant commenté la possibilité d'une étoile avec une masse comprimée au rayon de Schwarzschild dans un livre de 1926, notant que la théorie d'Einstein nous permet d'exclure des densités trop importantes pour des étoiles visibles comme Bételgeuse car « une étoile de 250 millions km de rayon ne pourrait pas avoir une densité aussi élevée que le Soleil. Premièrement, la force de gravitation serait si grande que la lumière ne pourrait pas s'en échapper, les rayons retombant vers l'étoile comme une pierre vers la terre. Deuxièmement, le décalage vers le rouge des raies spectrales serait si grand que le spectre serait déplacé hors de l'existence.Troisièmement, la masse produirait tellement de courbure de la métrique de l'espace-temps que l'espace se refermerait autour de l'étoile, nous laissant à l'extérieur (c'est-à-dire nulle part )." [33] [34]

En 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar a calculé, en utilisant la relativité restreinte, qu'un corps non rotatif de matière dégénérée par électrons au-dessus d'une certaine masse limite (maintenant appelée la limite de Chandrasekhar à 1,4 M ) n'a pas de solutions stables. [35] Ses arguments ont été opposés par beaucoup de ses contemporains comme Eddington et Lev Landau, qui ont soutenu qu'un mécanisme encore inconnu arrêterait l'effondrement. [36] Ils avaient en partie raison : une naine blanche légèrement plus massive que la limite de Chandrasekhar s'effondrera en une étoile à neutrons, [37] elle-même stable. Mais en 1939, Robert Oppenheimer et d'autres ont prédit que les étoiles à neutrons au-dessus d'une autre limite (la limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff) s'effondreraient davantage pour les raisons présentées par Chandrasekhar, et ont conclu qu'aucune loi de la physique n'était susceptible d'intervenir et d'arrêter au moins certains étoiles de s'effondrer en trous noirs. [38] Leurs calculs originaux, basés sur le principe d'exclusion de Pauli, l'ont donné à 0,7 M l'examen ultérieur d'une forte répulsion neutron-neutron à médiation par la force a porté l'estimation à environ 1,5 M à 3,0 millions . [39] Les observations de la fusion d'étoiles à neutrons GW170817, qui aurait généré un trou noir peu de temps après, ont affiné l'estimation de la limite TOV à

Oppenheimer et ses co-auteurs ont interprété la singularité à la limite du rayon de Schwarzschild comme indiquant qu'il s'agissait de la limite d'une bulle dans laquelle le temps s'est arrêté. C'est un point de vue valable pour les observateurs externes, mais pas pour les observateurs entrants. En raison de cette propriété, les étoiles effondrées ont été appelées "étoiles gelées", car un observateur extérieur verrait la surface de l'étoile figée dans le temps à l'instant où son effondrement l'amène au rayon de Schwarzschild. [45]

Âge d'or

En 1958, David Finkelstein identifia la surface de Schwarzschild comme un horizon des événements, « une membrane unidirectionnelle parfaite : les influences causales ne peuvent la traverser que dans une seule direction ». [46] Cela n'a pas strictement contredit les résultats d'Oppenheimer, mais les a étendus pour inclure le point de vue des observateurs en chute libre. La solution de Finkelstein a étendu la solution de Schwarzschild pour l'avenir des observateurs tombant dans un trou noir. Une extension complète avait déjà été trouvée par Martin Kruskal, qui fut pressé de la publier. [47]

Ces résultats sont arrivés au début de l'âge d'or de la relativité générale, qui a été marqué par la relativité générale et les trous noirs devenant des sujets de recherche courants. Ce processus a été aidé par la découverte des pulsars par Jocelyn Bell Burnell en 1967, [48] [49] qui, en 1969, se sont avérés être des étoiles à neutrons en rotation rapide. [50] Jusqu'à cette époque, les étoiles à neutrons, comme les trous noirs, étaient considérées comme de simples curiosités théoriques, mais la découverte des pulsars a montré leur pertinence physique et a suscité un intérêt accru pour tous les types d'objets compacts qui pourraient être formés par effondrement gravitationnel. [ citation requise ]

Au cours de cette période, des solutions plus générales de trous noirs ont été trouvées. En 1963, Roy Kerr a trouvé la solution exacte pour un trou noir en rotation. Deux ans plus tard, Ezra Newman a trouvé la solution axisymétrique pour un trou noir à la fois rotatif et chargé électriquement. [51] À travers les travaux de Werner Israel, [52] Brandon Carter, [53] [54] et David Robinson [55] le théorème sans cheveux a émergé, affirmant qu'une solution de trou noir stationnaire est complètement décrite par les trois paramètres de la métrique de Kerr-Newman : masse, moment cinétique et charge électrique. [56]

Au début, on soupçonnait que les caractéristiques étranges des solutions de trous noirs étaient des artefacts pathologiques des conditions de symétrie imposées, et que les singularités n'apparaîtraient pas dans des situations génériques. Ce point de vue était notamment partagé par Vladimir Belinsky, Isaak Khalatnikov et Evgeny Lifshitz, qui ont tenté de prouver qu'aucune singularité n'apparaît dans les solutions génériques. Cependant, à la fin des années 1960, Roger Penrose [57] et Stephen Hawking ont utilisé des techniques globales pour prouver que les singularités apparaissent de manière générique. [58] Pour ce travail, Penrose a reçu la moitié du prix Nobel de physique 2020, Hawking étant décédé en 2018. [59] D'après des observations à Greenwich et à Toronto au début des années 1970, Cygnus X-1, une source galactique de rayons X découvert en 1964, est devenu le premier objet astronomique communément accepté comme un trou noir. [60] [61]

Les travaux de James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter et Hawking au début des années 1970 ont conduit à la formulation de la thermodynamique des trous noirs. [62] Ces lois décrivent le comportement d'un trou noir en étroite analogie avec les lois de la thermodynamique en reliant la masse à l'énergie, la surface à l'entropie et la gravité de surface à la température. L'analogie a été complétée lorsque Hawking, en 1974, a montré que la théorie quantique des champs implique que les trous noirs devraient rayonner comme un corps noir avec une température proportionnelle à la gravité de surface du trou noir, prédisant l'effet maintenant connu sous le nom de rayonnement de Hawking. [63]

Étymologie

John Michell a utilisé le terme « étoile noire », [64] et au début du 20e siècle, les physiciens ont utilisé le terme « objet effondré gravitationnellement ». L'écrivain scientifique Marcia Bartusiak fait remonter le terme "trou noir" au physicien Robert H. Dicke, qui, au début des années 1960, aurait comparé le phénomène au trou noir de Calcutta, connu comme une prison où les gens entraient mais n'en sortaient jamais vivants. [65]

Le terme "trou noir" a été utilisé dans l'imprimé par Vie et Actualités scientifiques magazines en 1963, [65] et par la journaliste scientifique Ann Ewing dans son article " 'Black Holes' in Space", daté du 18 janvier 1964, qui était un compte rendu d'une réunion de l'American Association for the Advancement of Science tenue à Cleveland, Ohio. [66] [67]

En décembre 1967, un étudiant aurait suggéré l'expression « trou noir » lors d'une conférence de John Wheeler [66] Wheeler a adopté le terme pour sa brièveté et sa « valeur publicitaire », et il a rapidement pris de l'ampleur, [68] conduisant certains à créditer Wheeler en forgeant la phrase. [69]

Le théorème sans cheveux postule que, une fois qu'il atteint un état stable après sa formation, un trou noir n'a que trois propriétés physiques indépendantes : la masse, la charge électrique et le moment angulaire, le trou noir est autrement sans particularité. Si la conjecture est vraie, deux trous noirs qui partagent les mêmes valeurs pour ces propriétés, ou paramètres, sont indiscernables l'un de l'autre. Le degré auquel la conjecture est vraie pour de vrais trous noirs selon les lois de la physique moderne est actuellement un problème non résolu. [56]

Ces propriétés sont particulières car elles sont visibles de l'extérieur d'un trou noir. Par exemple, un trou noir chargé repousse d'autres charges similaires comme tout autre objet chargé. De même, la masse totale à l'intérieur d'une sphère contenant un trou noir peut être trouvée en utilisant l'analogue gravitationnel de la loi de Gauss (à travers la masse ADM), loin du trou noir. [70] De même, le moment angulaire (ou spin) peut être mesuré de loin en utilisant le glissement du cadre par le champ gravitomagnétique, par exemple l'effet Lense-Thirring. [71]

Lorsqu'un objet tombe dans un trou noir, toute information sur la forme de l'objet ou la répartition de sa charge est uniformément répartie le long de l'horizon du trou noir et est perdue pour les observateurs extérieurs. Le comportement de l'horizon dans cette situation est un système dissipatif qui est étroitement analogue à celui d'une membrane extensible conductrice avec friction et résistance électrique - le paradigme de la membrane. [72] Ceci est différent des autres théories des champs telles que l'électromagnétisme, qui n'ont aucun frottement ou résistivité au niveau microscopique, car elles sont réversibles dans le temps. Parce qu'un trou noir atteint finalement un état stable avec seulement trois paramètres, il n'y a aucun moyen d'éviter de perdre des informations sur les conditions initiales : les champs gravitationnel et électrique d'un trou noir donnent très peu d'informations sur ce qui est entré. Les informations qui sont perdues comprend toutes les quantités qui ne peuvent pas être mesurées loin de l'horizon du trou noir, y compris les nombres quantiques approximativement conservés tels que le nombre total de baryons et le nombre de leptons. Ce comportement est si déroutant qu'il a été appelé le paradoxe de la perte d'information du trou noir. [73] [74]

Propriétés physiques

Les trous noirs statiques les plus simples ont une masse mais ni charge électrique ni moment angulaire. Ces trous noirs sont souvent appelés trous noirs de Schwarzschild d'après Karl Schwarzschild qui a découvert cette solution en 1916. [29] D'après le théorème de Birkhoff, c'est la seule solution du vide à symétrie sphérique. [75] Cela signifie qu'il n'y a pas de différence observable à une distance entre le champ gravitationnel d'un tel trou noir et celui de tout autre objet sphérique de même masse. La notion populaire d'un trou noir "aspirant tout" dans son environnement n'est donc correcte qu'à proximité de l'horizon d'un trou noir très éloigné, le champ gravitationnel externe est identique à celui de tout autre corps de même masse. [76]

Des solutions décrivant des trous noirs plus généraux existent également. Les trous noirs chargés non tournants sont décrits par la métrique de Reissner-Nordström, tandis que la métrique Kerr décrit un trou noir tournant non chargé. La solution de trou noir stationnaire la plus générale connue est la métrique Kerr-Newman, qui décrit un trou noir avec à la fois une charge et un moment angulaire. [77]

Alors que la masse d'un trou noir peut prendre n'importe quelle valeur positive, la charge et le moment angulaire sont contraints par la masse. La charge électrique totale Q et le moment cinétique total J sont censés satisfaire

pour un trou noir de masse M. Les trous noirs avec la masse minimale possible satisfaisant cette inégalité sont appelés extrémaux. Les solutions des équations d'Einstein qui violent cette inégalité existent, mais elles ne possèdent pas d'horizon des événements. Ces solutions ont des singularités dites nues qui peuvent être observées de l'extérieur, et sont donc réputées non physique. L'hypothèse de la censure cosmique exclut la formation de telles singularités, lorsqu'elles sont créées par l'effondrement gravitationnel de la matière réaliste. [2] Ceci est soutenu par des simulations numériques. [78]

En raison de la force relativement importante de la force électromagnétique, les trous noirs résultant de l'effondrement des étoiles devraient conserver la charge presque neutre de l'étoile. La rotation, cependant, devrait être une caractéristique universelle des objets astrophysiques compacts. La source de rayons X binaire candidate de trou noir GRS 1915+105 [79] semble avoir un moment angulaire proche de la valeur maximale autorisée. Cette limite non facturée est [80]

permettant la définition d'un paramètre de spin sans dimension tel que [80]

0 ≤ c J G M 2 1. >>leq 1.> [80] [Note 1]

Classifications des trous noirs
Classer Environ.
Masse
Environ.
rayon
Un trou noir supermassif 10 5 –10 10 M 0,001 à 400 UA
Trou noir de masse intermédiaire 10 3M 10 3 km RTerre
Trou noir stellaire 10 millions 30 km
Micro trou noir jusqu'à MLune jusqu'à 0,1 mm

Les trous noirs sont généralement classés en fonction de leur masse, indépendante du moment cinétique, J. La taille d'un trou noir, telle que déterminée par le rayon de l'horizon des événements, ou rayon de Schwarzschild, est proportionnelle à la masse, M, à travers

rs est le rayon de Schwarzschild et M est la masse du Soleil. [82] Pour un trou noir avec un spin non nul et/ou une charge électrique, le rayon est plus petit, [Note 2] jusqu'à ce qu'un trou noir extrême puisse avoir un horizon des événements proche de [83]

Horizon de l'événement

La caractéristique déterminante d'un trou noir est l'apparition d'un horizon des événements - une frontière dans l'espace-temps à travers laquelle la matière et la lumière ne peuvent passer que vers l'intérieur vers la masse du trou noir. Rien, pas même la lumière, ne peut s'échapper de l'intérieur de l'horizon des événements. [85] [86] L'horizon des événements est appelé comme tel parce que si un événement se produit à l'intérieur de la limite, les informations de cet événement ne peuvent pas atteindre un observateur extérieur, ce qui rend impossible de déterminer si un tel événement s'est produit. [87]

Comme le prédit la relativité générale, la présence d'une masse déforme l'espace-temps de telle sorte que les chemins empruntés par les particules se courbent vers la masse. [88] À l'horizon des événements d'un trou noir, cette déformation devient si forte qu'il n'y a pas de chemin qui s'éloigne du trou noir. [89]

Pour un observateur éloigné, les horloges proches d'un trou noir sembleraient tourner plus lentement que celles plus éloignées du trou noir. [90] En raison de cet effet, connu sous le nom de dilatation gravitationnelle du temps, un objet tombant dans un trou noir semble ralentir à mesure qu'il s'approche de l'horizon des événements, prenant un temps infini pour l'atteindre. [91] En même temps, tous les processus sur cet objet ralentissent, du point de vue d'un observateur extérieur fixe, faisant apparaître toute lumière émise par l'objet plus rouge et plus faible, un effet connu sous le nom de décalage vers le rouge gravitationnel. [92] Finalement, l'objet qui tombe s'estompe jusqu'à ce qu'il ne soit plus visible. Typiquement, ce processus se produit très rapidement avec un objet disparaissant de la vue en moins d'une seconde. [93]

D'un autre côté, les observateurs indestructibles tombant dans un trou noir ne remarquent aucun de ces effets lorsqu'ils traversent l'horizon des événements. D'après leurs propres horloges, qui leur semblent tourner normalement, ils traversent l'horizon des événements après un temps fini sans constater de comportement singulier en relativité générale classique, il est impossible de déterminer la localisation de l'horizon des événements à partir d'observations locales, en raison de Le principe d'équivalence d'Einstein. [94] [95]

La topologie de l'horizon des événements d'un trou noir à l'équilibre est toujours sphérique. [Note 4] [98] Pour les trous noirs non rotatifs (statiques), la géométrie de l'horizon des événements est précisément sphérique, tandis que pour les trous noirs en rotation, l'horizon des événements est aplati. [99] [100] [101]

Singularité

Au centre d'un trou noir, tel que décrit par la relativité générale, peut se trouver une singularité gravitationnelle, une région où la courbure de l'espace-temps devient infinie. [102] Pour un trou noir non tournant, cette région prend la forme d'un point unique et pour un trou noir tournant, elle est maculée pour former une singularité annulaire qui se situe dans le plan de rotation. [103] Dans les deux cas, la région singulière a un volume nul. On peut également montrer que la région singulière contient toute la masse de la solution de trou noir. [104] La région singulière peut donc être considérée comme ayant une densité infinie. [105]

Les observateurs tombant dans un trou noir de Schwarzschild (c'est-à-dire non rotatif et non chargé) ne peuvent éviter d'être transportés dans la singularité une fois qu'ils ont traversé l'horizon des événements. Ils peuvent prolonger l'expérience en accélérant pour ralentir leur descente, mais seulement jusqu'à une certaine limite. [106] Lorsqu'ils atteignent la singularité, ils sont broyés à une densité infinie et leur masse s'ajoute au total du trou noir. Avant que cela ne se produise, ils auront été déchirés par les forces de marée croissantes dans un processus parfois appelé spaghettification ou "effet nouilles". [107]

Dans le cas d'un trou noir chargé (Reissner-Nordström) ou en rotation (Kerr), il est possible d'éviter la singularité. Étendre ces solutions autant que possible révèle la possibilité hypothétique de sortir du trou noir dans un espace-temps différent, le trou noir agissant comme un trou de ver. [108] La possibilité de voyager dans un autre univers n'est cependant que théorique puisque toute perturbation détruirait cette possibilité. [109] Il semble également possible de suivre des courbes temporelles fermées (retour à son propre passé) autour de la singularité de Kerr, ce qui conduit à des problèmes de causalité comme le paradoxe du grand-père. [110] On s'attend à ce qu'aucun de ces effets particuliers ne survive dans un traitement quantique approprié des trous noirs en rotation et chargés. [111]

L'apparition de singularités dans la relativité générale est communément perçue comme le signal de l'effondrement de la théorie. [112] Cette panne, cependant, devrait se produire dans une situation où les effets quantiques devraient décrire ces actions, en raison de la densité extrêmement élevée et donc des interactions entre les particules. À ce jour, il n'a pas été possible de combiner les effets quantiques et gravitationnels en une seule théorie, bien qu'il existe des tentatives pour formuler une telle théorie de la gravité quantique. On s'attend généralement à ce qu'une telle théorie ne présente aucune singularité. [113] [114]

Sphère de photons

La sphère de photons est une frontière sphérique d'épaisseur nulle dans laquelle les photons qui se déplacent sur des tangentes à cette sphère seraient piégés dans une orbite circulaire autour du trou noir. Pour les trous noirs non rotatifs, la sphère photonique a un rayon 1,5 fois le rayon de Schwarzschild. Leurs orbites seraient dynamiquement instables, donc toute petite perturbation, telle qu'une particule de matière en chute, provoquerait une instabilité qui augmenterait avec le temps, soit en plaçant le photon sur une trajectoire vers l'extérieur le faisant échapper au trou noir, soit sur une trajectoire vers l'intérieur. spirale où il finirait par traverser l'horizon des événements. [115]

Alors que la lumière peut toujours s'échapper de la sphère photonique, toute lumière qui traverse la sphère photonique sur une trajectoire entrante sera capturée par le trou noir. Par conséquent, toute lumière qui atteint un observateur extérieur depuis la sphère photonique doit avoir été émise par des objets situés entre la sphère photonique et l'horizon des événements. [115] Pour un trou noir de Kerr, le rayon de la sphère du photon dépend du paramètre de spin et des détails de l'orbite du photon, qui peut être prograde (le photon tourne dans le même sens que le spin du trou noir) ou rétrograde. [116] [117]

Ergosphère

Les trous noirs en rotation sont entourés d'une région de l'espace-temps dans laquelle il est impossible de rester immobile, appelée ergosphère. C'est le résultat d'un processus connu sous le nom de relativité générale du glissement du cadre qui prédit que toute masse en rotation aura tendance à légèrement « traîner » le long de l'espace-temps qui l'entoure immédiatement. Tout objet à proximité de la masse en rotation aura tendance à commencer à se déplacer dans le sens de la rotation. Pour un trou noir en rotation, cet effet est si fort près de l'horizon des événements qu'un objet devrait se déplacer plus rapidement que la vitesse de la lumière dans la direction opposée pour rester immobile. [119]

L'ergosphère d'un trou noir est un volume délimité par l'horizon des événements du trou noir et le ergosurface, qui coïncide avec l'horizon des événements aux pôles mais est à une distance beaucoup plus grande autour de l'équateur. [118]

Les objets et les radiations peuvent s'échapper normalement de l'ergosphère. Grâce au processus de Penrose, les objets peuvent émerger de l'ergosphère avec plus d'énergie qu'ils n'y sont entrés. L'énergie supplémentaire provient de l'énergie de rotation du trou noir. De ce fait, la rotation du trou noir ralentit. [120] Une variation du processus de Penrose en présence de champs magnétiques puissants, le processus de Blandford-Znajek est considéré comme un mécanisme probable pour l'énorme luminosité et les jets relativistes des quasars et autres noyaux galactiques actifs.

Orbite circulaire stable la plus interne (ISCO)

Dans la gravité newtonienne, les particules de test peuvent orbiter de manière stable à des distances arbitraires d'un objet central. En relativité générale, cependant, il existe une orbite circulaire stable la plus interne (souvent appelée ISCO), à l'intérieur de laquelle, toute perturbation infinitésimale d'une orbite circulaire conduira à une inspiration dans le trou noir. [121] La localisation de l'ISCO dépend du spin du trou noir, dans le cas d'un trou noir de Schwarzschild (spin zéro) est :

et diminue avec l'augmentation du spin du trou noir pour les particules en orbite dans la même direction que le spin. [122]

Compte tenu du caractère bizarre des trous noirs, on s'est longtemps demandé si de tels objets pouvaient réellement exister dans la nature ou s'ils n'étaient que des solutions pathologiques aux équations d'Einstein. Einstein lui-même pensait à tort que les trous noirs ne se formeraient pas, car il soutenait que le moment angulaire des particules qui s'effondraient stabiliserait leur mouvement à un certain rayon. [123] Cela a conduit la communauté de la relativité générale à rejeter tous les résultats contraires pendant de nombreuses années.Cependant, une minorité de relativistes a continué à soutenir que les trous noirs étaient des objets physiques, [124] et à la fin des années 1960, ils avaient persuadé la majorité des chercheurs dans le domaine qu'il n'y a pas d'obstacle à la formation d'un horizon des événements. [ citation requise ]

Penrose a démontré qu'une fois qu'un horizon des événements se forme, la relativité générale sans mécanique quantique exige qu'une singularité se forme à l'intérieur. [57] Peu de temps après, Hawking a montré que de nombreuses solutions cosmologiques qui décrivent le Big Bang ont des singularités sans champs scalaires ou autre matière exotique (voir "Les théorèmes de singularité de Penrose-Hawking"). [ éclaircissements nécessaires ] La solution de Kerr, le théorème sans cheveux et les lois de la thermodynamique des trous noirs ont montré que les propriétés physiques des trous noirs étaient simples et compréhensibles, ce qui en fait des sujets de recherche respectables. [125] Les trous noirs conventionnels sont formés par l'effondrement gravitationnel d'objets lourds tels que les étoiles, mais ils peuvent aussi en théorie être formés par d'autres processus. [126] [127]

Effondrement gravitationnel

L'effondrement gravitationnel se produit lorsque la pression interne d'un objet est insuffisante pour résister à la propre gravité de l'objet. Pour les étoiles, cela se produit généralement soit parce qu'une étoile a trop peu de "carburant" pour maintenir sa température par nucléosynthèse stellaire, soit parce qu'une étoile qui aurait été stable reçoit de la matière supplémentaire d'une manière qui n'augmente pas sa température centrale. Dans les deux cas, la température de l'étoile n'est plus assez élevée pour l'empêcher de s'effondrer sous son propre poids. [128] L'effondrement peut être arrêté par la pression de dégénérescence des constituants de l'étoile, permettant la condensation de la matière dans un état exotique plus dense. Le résultat est l'un des différents types d'étoiles compactes. Le type de forme dépend de la masse du reste de l'étoile d'origine laissée si les couches externes ont été emportées (par exemple, dans une supernova de type II). La masse du reste, l'objet effondré qui survit à l'explosion, peut être sensiblement inférieure à celle de l'étoile d'origine. Restes dépassant 5 M sont produites par des étoiles de plus de 20 M avant l'effondrement. [128]

Si la masse du reste dépasse environ 3 à 4 M (la limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff [38] ), soit parce que l'étoile d'origine était très lourde, soit parce que le reste a collecté une masse supplémentaire par accrétion de matière, même la pression de dégénérescence des neutrons est insuffisante pour arrêter l'effondrement. Aucun mécanisme connu (sauf peut-être la pression de dégénérescence des quarks, voir quark star) n'est assez puissant pour arrêter l'implosion et l'objet s'effondrera inévitablement pour former un trou noir. [128]

L'effondrement gravitationnel des étoiles lourdes est supposé être responsable de la formation de trous noirs de masse stellaire. La formation d'étoiles dans l'univers primitif peut avoir donné lieu à des étoiles très massives, qui, lors de leur effondrement, auraient produit des trous noirs allant jusqu'à 10 3 M . Ces trous noirs pourraient être les graines des trous noirs supermassifs trouvés au centre de la plupart des galaxies. [130] Il a en outre été suggéré que des trous noirs massifs avec des masses typiques de

10 5M aurait pu se former à partir de l'effondrement direct de nuages ​​de gaz dans le jeune univers. [126] Ces objets massifs ont été proposés comme les graines qui ont finalement formé les premiers quasars observés déjà au redshift z ∼ 7 . [131] Certains candidats pour de tels objets ont été trouvés dans les observations du jeune univers. [126]

Alors que la majeure partie de l'énergie libérée lors de l'effondrement gravitationnel est émise très rapidement, un observateur extérieur ne voit pas réellement la fin de ce processus. Même si l'effondrement prend un temps fini à partir du cadre de référence de la matière tombante, un observateur distant verrait la matière tombante ralentir et s'arrêter juste au-dessus de l'horizon des événements, en raison de la dilatation du temps gravitationnelle. La lumière provenant du matériau qui s'effondre prend de plus en plus de temps pour atteindre l'observateur, la lumière émise juste avant que l'horizon des événements ne se forme retardée d'un temps infini. Ainsi, l'observateur externe ne voit jamais la formation de l'horizon des événements à la place, le matériau qui s'effondre semble devenir plus sombre et de plus en plus décalé vers le rouge, finissant par s'estomper. [132]

Les trous noirs primordiaux et le Big Bang

L'effondrement gravitationnel nécessite une grande densité. À l'époque actuelle de l'univers, ces densités élevées ne se trouvent que dans les étoiles, mais dans l'univers primitif, peu de temps après le Big Bang, les densités étaient beaucoup plus élevées, permettant peut-être la création de trous noirs. La haute densité seule n'est pas suffisante pour permettre la formation de trous noirs car une distribution de masse uniforme ne permettra pas à la masse de se regrouper. Pour que les trous noirs primordiaux se soient formés dans un milieu aussi dense, il doit y avoir eu des perturbations de densité initiales qui pourraient ensuite se développer sous leur propre gravité. Différents modèles pour l'univers primitif varient considérablement dans leurs prédictions de l'échelle de ces fluctuations. Divers modèles prédisent la création de trous noirs primordiaux dont la taille varie à partir d'une masse de Planck (mP= √ c/g 1,2 × 10 19 GeV/c 2 ≈ 2,2 × 10 −8 kg ) à des centaines de milliers de masses solaires. [127]

Bien que l'univers primitif soit extrêmement dense - bien plus dense que ce qui est généralement nécessaire pour former un trou noir - il ne s'est pas effondré à nouveau dans un trou noir pendant le Big Bang. Les modèles d'effondrement gravitationnel d'objets de taille relativement constante, tels que les étoiles, ne s'appliquent pas nécessairement de la même manière à un espace en expansion rapide tel que le Big Bang. [133]

Collisions à haute énergie

L'effondrement gravitationnel n'est pas le seul processus qui pourrait créer des trous noirs. En principe, des trous noirs pourraient se former lors de collisions à haute énergie qui atteignent une densité suffisante. En 2002, aucun événement de ce type n'a été détecté, que ce soit directement ou indirectement comme une déficience du bilan de masse dans les expériences sur les accélérateurs de particules. [134] Cela suggère qu'il doit y avoir une limite inférieure pour la masse des trous noirs. Théoriquement, cette frontière devrait se situer autour de la masse de Planck, où les effets quantiques devraient invalider les prédictions de la relativité générale. [135] Cela mettrait la création de trous noirs hors de portée de tout processus à haute énergie se produisant sur ou près de la Terre. Cependant, certains développements de la gravité quantique suggèrent que la masse minimale du trou noir pourrait être beaucoup plus faible : certains scénarios braneworld par exemple placent la limite aussi bas que 1 TeV/c 2 . [136] Cela rendrait envisageable la création de micro-trous noirs dans les collisions à haute énergie qui se produisent lorsque les rayons cosmiques frappent l'atmosphère terrestre, ou peut-être dans le Grand collisionneur de hadrons du CERN. Ces théories sont très spéculatives, et la création de trous noirs dans ces processus est jugée peu probable par de nombreux spécialistes. [137] Même si des micro-trous noirs pouvaient se former, on s'attend à ce qu'ils s'évaporent en 10 à 25 secondes environ, ne présentant aucune menace pour la Terre. [138]

Croissance

Une fois qu'un trou noir s'est formé, il peut continuer à se développer en absorbant de la matière supplémentaire. Tout trou noir absorbera continuellement le gaz et la poussière interstellaire de son environnement. Ce processus de croissance est une voie possible par laquelle certains trous noirs supermassifs ont pu se former, bien que la formation de trous noirs supermassifs soit encore un domaine de recherche ouvert. [130] Un processus similaire a été suggéré pour la formation de trous noirs de masse intermédiaire trouvés dans les amas globulaires. [139] Les trous noirs peuvent également fusionner avec d'autres objets tels que des étoiles ou même d'autres trous noirs. On pense que cela a été important, en particulier au début de la croissance des trous noirs supermassifs, qui auraient pu se former à partir de l'agrégation de nombreux objets plus petits. [130] Le processus a également été proposé comme l'origine de certains trous noirs de masse intermédiaire. [140] [141]

Évaporation

En 1974, Hawking a prédit que les trous noirs ne sont pas entièrement noirs mais émettent de petites quantités de rayonnement thermique à une température ℏc 3 /(8πDGkB) [63] cet effet est devenu connu sous le nom de rayonnement de Hawking. En appliquant la théorie quantique des champs à un fond de trou noir statique, il a déterminé qu'un trou noir devrait émettre des particules qui affichent un spectre de corps noir parfait. Depuis la publication de Hawking, beaucoup d'autres ont vérifié le résultat par diverses approches. [142] Si la théorie de Hawking sur le rayonnement des trous noirs est correcte, alors les trous noirs devraient rétrécir et s'évaporer au fil du temps car ils perdent de la masse par l'émission de photons et d'autres particules. [63] La température de ce spectre thermique (Hawking temperature) est proportionnelle à la gravité de surface du trou noir, qui, pour un trou noir de Schwarzschild, est inversement proportionnelle à la masse. Par conséquent, les grands trous noirs émettent moins de rayonnement que les petits trous noirs. [143]

Un trou noir stellaire de 1 M a une température de Hawking de 62 nanokelvins. [144] C'est beaucoup moins que la température de 2,7 K du rayonnement de fond cosmique des micro-ondes. La masse stellaire ou les trous noirs plus grands reçoivent plus de masse du fond diffus cosmologique qu'ils n'en émettent par le rayonnement de Hawking et augmenteront donc au lieu de se rétrécir. [145] Pour avoir une température de Hawking supérieure à 2,7 K (et pouvoir s'évaporer), un trou noir aurait besoin d'une masse inférieure à celle de la Lune. Un tel trou noir aurait un diamètre inférieur au dixième de millimètre. [146]

Si un trou noir est très petit, les effets du rayonnement devraient devenir très forts. Un trou noir de la masse d'une voiture aurait un diamètre d'environ 10 -24 m et mettrait une nanoseconde à s'évaporer, pendant laquelle il aurait brièvement une luminosité de plus de 200 fois celle du Soleil. Les trous noirs de masse inférieure devraient s'évaporer encore plus rapidement, par exemple, un trou noir de masse 1 TeV/c 2 prendrait moins de 10 -88 secondes pour s'évaporer complètement. Pour un si petit trou noir, les effets de la gravité quantique devraient jouer un rôle important et pourraient hypothétiquement rendre un si petit trou noir stable, bien que les développements actuels de la gravité quantique n'indiquent pas que ce soit le cas. [147] [148]

Le rayonnement de Hawking pour un trou noir astrophysique devrait être très faible et serait donc extrêmement difficile à détecter depuis la Terre. Une exception possible, cependant, est le sursaut de rayons gamma émis dans la dernière étape de l'évaporation des trous noirs primordiaux. Les recherches de tels éclairs se sont avérées infructueuses et fournissent des limites strictes à la possibilité d'existence de trous noirs primordiaux de faible masse. [149] Le télescope spatial Fermi Gamma-ray de la NASA lancé en 2008 poursuivra la recherche de ces flashs. [150]

Si les trous noirs s'évaporent via le rayonnement de Hawking, un trou noir de masse solaire s'évaporera (en commençant une fois que la température du fond diffus cosmologique sera inférieure à celle du trou noir) sur une période de 10 64 ans. [151] Un trou noir supermassif d'une masse de 10 11 M s'évaporera dans environ 2×10 100 ans. [152] Certains trous noirs monstres dans l'univers devraient continuer à croître jusqu'à peut-être 10 14 M lors de l'effondrement des superamas de galaxies. Même ceux-ci s'évaporeraient sur une échelle de temps allant jusqu'à 10 106 ans. [151]

Par nature, les trous noirs n'émettent eux-mêmes aucun rayonnement électromagnétique autre que le rayonnement hypothétique de Hawking, de sorte que les astrophysiciens à la recherche de trous noirs doivent généralement s'appuyer sur des observations indirectes. Par exemple, l'existence d'un trou noir peut parfois être déduite en observant son influence gravitationnelle sur son environnement. [153]

Le 10 avril 2019, une image a été publiée d'un trou noir, qui est vu de manière agrandie car les chemins lumineux près de l'horizon des événements sont très courbés. L'ombre sombre au milieu résulte des chemins lumineux absorbés par le trou noir. [22] L'image est en fausses couleurs, car le halo lumineux détecté dans cette image n'est pas dans le spectre visible, mais dans les ondes radio.

L'Event Horizon Telescope (EHT) est un programme actif qui observe directement l'environnement immédiat de l'horizon des événements des trous noirs, comme le trou noir au centre de la Voie lactée. En avril 2017, EHT a commencé l'observation du trou noir au centre de Messier 87. [154] "En tout, huit observatoires radio sur six montagnes et quatre continents ont observé la galaxie en Vierge pendant 10 jours en avril 2017" pour fournir les données donnant l'image deux ans plus tard en avril 2019. [155] Après deux ans de traitement des données, EHT a publié la première image directe d'un trou noir, en particulier le trou noir supermassif qui se trouve au centre de la galaxie susmentionnée. [156] [157] Ce qui est visible n'est pas le trou noir, qui apparaît comme noir en raison de la perte de toute lumière dans cette région sombre, ce sont plutôt les gaz au bord de l'horizon des événements, qui sont affichés en orange ou rouge, qui définissent le trou noir. [158]

L'éclaircissement de ce matériau dans la moitié "inférieure" de l'image EHT traitée serait causé par le rayonnement Doppler, selon lequel le matériau s'approchant du spectateur à des vitesses relativistes est perçu comme plus brillant que le matériau s'éloignant. Dans le cas d'un trou noir, ce phénomène implique que la matière visible tourne à des vitesses relativistes (>1 000 km/s), les seules vitesses auxquelles il est possible d'équilibrer centrifuge l'immense attraction gravitationnelle de la singularité, et ainsi rester en orbite au-dessus de l'horizon des événements. Cette configuration de matériau brillant implique que l'EHT a observé M87* d'un point de vue capturant le disque d'accrétion du trou noir presque par la tranche, alors que l'ensemble du système tournait dans le sens des aiguilles d'une montre. [159] [160] Cependant, la lentille gravitationnelle extrême associée aux trous noirs produit l'illusion d'une perspective qui voit le disque d'accrétion d'en haut. En réalité, la majeure partie de l'anneau de l'image EHT a été créée lorsque la lumière émise par l'autre côté du disque d'accrétion s'est pliée autour du puits de gravité du trou noir et s'est échappée, ce qui signifie que la plupart des perspectives possibles sur M87 * peuvent voir l'intégralité du disque. , même celui directement derrière "l'ombre".

Avant cela, en 2015, l'EHT a détecté des champs magnétiques juste à l'extérieur de l'horizon des événements du Sagittaire A*, et a même discerné certaines de leurs propriétés. Les lignes de champ qui traversent le disque d'accrétion se sont avérées être un mélange complexe d'ordre et d'enchevêtrement. L'existence de champs magnétiques avait été prédite par des études théoriques des trous noirs. [161] [162]

Détection des ondes gravitationnelles de la fusion des trous noirs

Le 14 septembre 2015, l'observatoire des ondes gravitationnelles LIGO a réalisé la toute première observation directe réussie des ondes gravitationnelles. [11] [164] Le signal était cohérent avec les prédictions théoriques des ondes gravitationnelles produites par la fusion de deux trous noirs : l'un avec environ 36 masses solaires et l'autre autour de 29 masses solaires. [11] [165] Cette observation fournit la preuve la plus concrète de l'existence de trous noirs à ce jour. Par exemple, le signal d'onde gravitationnelle suggère que la séparation des deux objets avant la fusion n'était que de 350 km (ou environ quatre fois le rayon de Schwarzschild correspondant aux masses déduites). Les objets devaient donc être extrêmement compacts, laissant les trous noirs comme interprétation la plus plausible. [11]

Plus important encore, le signal observé par LIGO incluait également le début de l'arrêt post-fusion, le signal produit lorsque l'objet compact nouvellement formé s'installe à un état stationnaire. On peut dire que le ringdown est le moyen le plus direct d'observer un trou noir. [166] A partir du signal LIGO, il est possible d'extraire la fréquence et le temps d'amortissement du mode dominant du ringdown. A partir de ceux-ci, il est possible de déduire la masse et le moment angulaire de l'objet final, qui correspondent aux prédictions indépendantes des simulations numériques de la fusion. [167] La ​​fréquence et le temps de décroissance du mode dominant sont déterminés par la géométrie de la sphère photonique. Par conséquent, l'observation de ce mode confirme la présence d'une sphère de photons, cependant, elle ne peut exclure d'éventuelles alternatives exotiques aux trous noirs suffisamment compactes pour avoir une sphère de photons. [166]

L'observation fournit également la première preuve observationnelle de l'existence de binaires de trous noirs de masse stellaire. De plus, c'est la première preuve d'observation de trous noirs de masse stellaire pesant 25 masses solaires ou plus. [168]

Depuis lors, de nombreux autres événements d'ondes gravitationnelles ont été observés. [13]

Mouvements corrects des étoiles en orbite autour du Sagittaire A*

Les mouvements propres des étoiles près du centre de notre propre Voie lactée fournissent de solides preuves d'observation que ces étoiles sont en orbite autour d'un trou noir supermassif. [169] Depuis 1995, les astronomes ont suivi les mouvements de 90 étoiles en orbite autour d'un objet invisible coïncidant avec la source radio Sagittarius A*. En adaptant leurs mouvements aux orbites képlériennes, les astronomes ont pu déduire, en 1998, qu'un 2.6 × 10 6 M objet doit être contenu dans un volume avec un rayon de 0,02 années-lumière pour provoquer les mouvements de ces étoiles. [170] Depuis lors, l'une des étoiles, appelée S2, a effectué une orbite complète. A partir des données orbitales, les astronomes ont pu affiner les calculs de la masse à 4,3 × 10 6 M et un rayon de moins de 0,002 années-lumière pour l'objet provoquant le mouvement orbital de ces étoiles. [169] La limite supérieure de la taille de l'objet est encore trop grande pour tester s'il est plus petit que son rayon de Schwarzschild néanmoins, ces observations suggèrent fortement que l'objet central est un trou noir supermassif car il n'y a pas d'autres scénarios plausibles pour confiner autant masse invisible dans un si petit volume. [170] De plus, il existe des preuves d'observation que cet objet pourrait posséder un horizon des événements, une caractéristique unique aux trous noirs. [171]

Accrétion de matière

En raison de la conservation du moment angulaire, [173] le gaz tombant dans le puits gravitationnel créé par un objet massif formera généralement une structure en forme de disque autour de l'objet. Les impressions d'artistes telles que la représentation d'accompagnement d'un trou noir avec une couronne représentent généralement le trou noir comme s'il s'agissait d'un corps à espace plat cachant la partie du disque juste derrière lui, mais en réalité la lentille gravitationnelle déformerait considérablement l'image du disque d'accrétion. [174]

À l'intérieur d'un tel disque, la friction entraînerait le transport du moment angulaire vers l'extérieur, permettant à la matière de retomber plus loin vers l'intérieur, libérant ainsi de l'énergie potentielle et augmentant la température du gaz. [175]

Lorsque l'objet d'accrétion est une étoile à neutrons ou un trou noir, le gaz dans le disque d'accrétion interne orbite à des vitesses très élevées en raison de sa proximité avec l'objet compact. Le frottement qui en résulte est si important qu'il chauffe le disque interne à des températures auxquelles il émet de grandes quantités de rayonnement électromagnétique (principalement des rayons X). Ces sources lumineuses de rayons X peuvent être détectées par des télescopes.Ce processus d'accrétion est l'un des processus de production d'énergie les plus efficaces connus jusqu'à 40% de la masse restante du matériau accrété peut être émis sous forme de rayonnement. [175] (Dans la fusion nucléaire, seulement 0,7% environ de la masse restante sera émise sous forme d'énergie.) Dans de nombreux cas, les disques d'accrétion sont accompagnés de jets relativistes émis le long des pôles, qui emportent une grande partie de l'énergie. Le mécanisme de création de ces jets n'est actuellement pas bien compris, en partie en raison de données insuffisantes. [176]

En tant que tel, de nombreux phénomènes les plus énergétiques de l'univers ont été attribués à l'accrétion de matière sur les trous noirs. En particulier, les noyaux galactiques actifs et les quasars seraient les disques d'accrétion des trous noirs supermassifs. [177] De la même manière, les binaires à rayons X sont généralement acceptés comme étant des systèmes d'étoiles binaires dans lesquels l'une des deux étoiles est un objet compact accumulant la matière de son compagnon. [177] Il a également été suggéré que certaines sources de rayons X ultralumineuses pourraient être les disques d'accrétion de trous noirs de masse intermédiaire. [178]

En novembre 2011, la première observation directe d'un disque d'accrétion de quasars autour d'un trou noir supermassif a été signalée. [179] [180]

Binaires de rayons X

Les binaires à rayons X sont des systèmes stellaires binaires qui émettent la majorité de leur rayonnement dans la partie des rayons X du spectre. On pense généralement que ces émissions de rayons X se produisent lorsqu'une des étoiles (objet compact) accumule de la matière provenant d'une autre étoile (régulière). La présence d'une étoile ordinaire dans un tel système permet d'étudier l'objet central et de déterminer s'il pourrait s'agir d'un trou noir. [177]

Si un tel système émet des signaux qui peuvent être directement retracés jusqu'à l'objet compact, il ne peut pas s'agir d'un trou noir. L'absence d'un tel signal n'exclut cependant pas la possibilité que l'objet compact soit une étoile à neutrons. En étudiant l'étoile compagne, il est souvent possible d'obtenir les paramètres orbitaux du système et d'obtenir une estimation de la masse de l'objet compact. Si cela est beaucoup plus grand que la limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (la masse maximale qu'une étoile peut avoir sans s'effondrer), alors l'objet ne peut pas être une étoile à neutrons et devrait généralement être un trou noir. [177]

Le premier candidat fort pour un trou noir, Cygnus X-1, a ainsi été découvert par Charles Thomas Bolton [181][181] Louise Webster et Paul Murdin [182] en 1972. [183] ​​[184] Certains doutes cependant, est resté en raison des incertitudes résultant du fait que l'étoile compagne est beaucoup plus lourde que le trou noir candidat. Actuellement, de meilleurs candidats pour les trous noirs se trouvent dans une classe de binaires de rayons X appelés transitoires de rayons X mous. Dans cette classe de système, l'étoile compagne est de masse relativement faible, ce qui permet des estimations plus précises de la masse du trou noir. De plus, ces systèmes n'émettent activement des rayons X que pendant plusieurs mois une fois tous les 10 à 50 ans. Pendant la période de faible émission de rayons X (appelée quiescence), le disque d'accrétion est extrêmement faible, ce qui permet une observation détaillée de l'étoile compagne pendant cette période. L'un des meilleurs candidats de ce type est le V404 Cygni. [177]

Oscillations quasi-périodiques

Les émissions de rayons X des disques d'accrétion scintillent parfois à certaines fréquences. Ces signaux sont appelés oscillations quasi-périodiques et on pense qu'ils sont causés par des matériaux se déplaçant le long du bord interne du disque d'accrétion (l'orbite circulaire stable la plus interne). Ainsi leur fréquence est liée à la masse de l'objet compact. Ils peuvent ainsi être utilisés comme une alternative pour déterminer la masse des trous noirs candidats. [185]

Noyaux galactiques

Les astronomes utilisent le terme « galaxie active » pour décrire des galaxies présentant des caractéristiques inhabituelles, telles qu'une émission de raie spectrale inhabituelle et une très forte émission radio. Des études théoriques et observationnelles ont montré que l'activité de ces noyaux galactiques actifs (AGN) peut s'expliquer par la présence de trous noirs supermassifs, qui peuvent être des millions de fois plus massifs que les stellaires. Les modèles de ces AGN consistent en un trou noir central qui peut être des millions ou des milliards de fois plus massif que le Soleil, un disque de gaz et de poussière interstellaires appelé disque d'accrétion et deux jets perpendiculaires au disque d'accrétion. [186] [187]

Bien que l'on s'attend à ce que des trous noirs supermassifs soient trouvés dans la plupart des AGN, seuls les noyaux de certaines galaxies ont été plus soigneusement étudiés pour tenter à la fois d'identifier et de mesurer les masses réelles des candidats trous noirs supermassifs centraux. Certaines des galaxies les plus remarquables avec des candidats trous noirs supermassifs incluent la galaxie d'Andromède, M32, M87, NGC 3115, NGC 3377, NGC 4258, NGC 4889, NGC 1277, OJ 287, APM 08279+5255 et la galaxie Sombrero. [189]

Il est maintenant largement admis que le centre de presque toutes les galaxies, pas seulement les galaxies actives, contient un trou noir supermassif. [190] La corrélation observationnelle étroite entre la masse de ce trou et la dispersion de la vitesse du renflement de la galaxie hôte, connue sous le nom de relation M-sigma, suggère fortement une connexion entre la formation du trou noir et celle de la galaxie elle-même. [191]

Microlentille (proposée)

Une autre façon de tester la nature trou noir d'un objet à l'avenir consiste à observer les effets causés par un fort champ gravitationnel à proximité. L'un de ces effets est la lentille gravitationnelle : la déformation de l'espace-temps autour d'un objet massif fait dévier les rayons lumineux autant que la lumière passant à travers une lentille optique. Des observations ont été faites sur des lentilles gravitationnelles faibles, dans lesquelles les rayons lumineux ne sont déviés que de quelques secondes d'arc. Cependant, il n'a jamais été observé directement pour un trou noir. [193] Une possibilité pour observer la lentille gravitationnelle par un trou noir serait d'observer des étoiles en orbite autour du trou noir. Il existe plusieurs candidats pour une telle observation en orbite autour du Sagittaire A*. [193]

La preuve des trous noirs stellaires repose fortement sur l'existence d'une limite supérieure pour la masse d'une étoile à neutrons. La taille de cette limite dépend fortement des hypothèses faites sur les propriétés de la matière dense. De nouvelles phases exotiques de la matière pourraient repousser cette limite. [177] Une phase de quarks libres à haute densité pourrait permettre l'existence d'étoiles à quarks denses, [194] et certains modèles supersymétriques prédisent l'existence d'étoiles Q. [195] Certaines extensions du modèle standard postulent l'existence de préons en tant que blocs de construction fondamentaux des quarks et des leptons, qui pourraient hypothétiquement former des étoiles à préons. [196] Ces modèles hypothétiques pourraient potentiellement expliquer un certain nombre d'observations de candidats trous noirs stellaires. Cependant, il peut être démontré à partir d'arguments en relativité générale qu'un tel objet aura une masse maximale. [177]

Puisque la densité moyenne d'un trou noir à l'intérieur de son rayon de Schwarzschild est inversement proportionnelle au carré de sa masse, les trous noirs supermassifs sont beaucoup moins denses que les trous noirs stellaires (la densité moyenne d'un 10 8 M trou noir est comparable à celui de l'eau). [177] Par conséquent, la physique de la matière formant un trou noir supermassif est beaucoup mieux comprise et les explications alternatives possibles pour les observations de trous noirs supermassifs sont beaucoup plus banales. Par exemple, un trou noir supermassif pourrait être modélisé par un grand amas d'objets très sombres. Cependant, de telles alternatives ne sont généralement pas assez stables pour expliquer les candidats trous noirs supermassifs. [177]

La preuve de l'existence de trous noirs stellaires et supermassifs implique que pour que les trous noirs ne se forment pas, la relativité générale doit échouer en tant que théorie de la gravité, peut-être en raison de l'apparition de corrections mécaniques quantiques. Une caractéristique très attendue d'une théorie de la gravité quantique est qu'elle ne comportera pas de singularités ou d'horizons d'événements et que les trous noirs ne seraient donc pas de véritables artefacts. [197] Par exemple, dans le modèle fuzzball basé sur la théorie des cordes, les états individuels d'une solution de trou noir n'ont généralement pas d'horizon des événements ou de singularité, mais pour un observateur classique/semi-classique, la moyenne statistique de tels états apparaît juste comme un trou noir ordinaire déduit de la relativité générale. [198]

Quelques objets théoriques ont été conjecturés pour correspondre à des observations de trous noirs astronomiques candidats de manière identique ou quasi-identique, mais qui fonctionnent via un mécanisme différent. Il s'agit notamment de la gravastar, de l'étoile noire [199] et de l'étoile à énergie noire. [200]

Entropie et thermodynamique

En 1971, Hawking a montré dans des conditions générales [Note 5] que la surface totale des horizons des événements de toute collection de trous noirs classiques ne peut jamais diminuer, même s'ils se heurtent et fusionnent. [201] Ce résultat, maintenant connu sous le nom de deuxième loi de la mécanique des trous noirs, est remarquablement similaire à la deuxième loi de la thermodynamique, qui stipule que l'entropie totale d'un système isolé ne peut jamais diminuer. Comme pour les objets classiques à température zéro absolu, on a supposé que les trous noirs avaient une entropie nulle. Si tel était le cas, la deuxième loi de la thermodynamique serait violée par la matière chargée d'entropie entrant dans un trou noir, entraînant une diminution de l'entropie totale de l'univers. Par conséquent, Bekenstein a proposé qu'un trou noir ait une entropie et qu'elle soit proportionnelle à sa surface d'horizon. [202]

Le lien avec les lois de la thermodynamique a été encore renforcé par la découverte de Hawking selon laquelle la théorie quantique des champs prédit qu'un trou noir émet un rayonnement de corps noir à une température constante. Cela provoque apparemment une violation de la deuxième loi de la mécanique des trous noirs, car le rayonnement emportera de l'énergie du trou noir, provoquant son rétrécissement. Le rayonnement, cependant, emporte également l'entropie, et il peut être prouvé sous des hypothèses générales que la somme de l'entropie de la matière entourant un trou noir et un quart de la surface de l'horizon mesurée en unités de Planck est en fait toujours croissante. Cela permet la formulation de la première loi de la mécanique des trous noirs comme un analogue de la première loi de la thermodynamique, avec la masse agissant comme énergie, la gravité de surface comme température et la surface comme entropie. [202]

Une caractéristique déroutante est que l'entropie d'un trou noir s'échelonne avec son aire plutôt qu'avec son volume, puisque l'entropie est normalement une quantité étendue qui s'échelonne linéairement avec le volume du système. Cette étrange propriété a conduit Gerard 't Hooft et Leonard Susskind à proposer le principe holographique, qui suggère que tout ce qui se passe dans un volume d'espace-temps peut être décrit par des données sur la frontière de ce volume. [203]

Bien que la relativité générale puisse être utilisée pour effectuer un calcul semi-classique de l'entropie des trous noirs, cette situation est théoriquement insatisfaisante. En mécanique statistique, l'entropie est comprise comme comptant le nombre de configurations microscopiques d'un système qui ont les mêmes qualités macroscopiques (telles que la masse, la charge, la pression, etc.). Sans une théorie satisfaisante de la gravité quantique, on ne peut pas effectuer un tel calcul pour les trous noirs. Des progrès ont été réalisés dans diverses approches de la gravité quantique. En 1995, Andrew Strominger et Cumrun Vafa ont montré que le comptage des micro-états d'un trou noir supersymétrique spécifique dans la théorie des cordes reproduisait l'entropie Bekenstein-Hawking. [204] Depuis lors, des résultats similaires ont été rapportés pour différents trous noirs à la fois dans la théorie des cordes et dans d'autres approches de la gravité quantique comme la gravité quantique à boucle. [205]

Paradoxe de la perte d'information

Les informations physiques sont-elles perdues dans les trous noirs ?

Parce qu'un trou noir n'a que quelques paramètres internes, la plupart des informations sur la matière qui sont entrées dans la formation du trou noir sont perdues. Quel que soit le type de matière qui pénètre dans un trou noir, il apparaît que seules les informations concernant la masse totale, la charge et le moment cinétique sont conservées. Tant que les trous noirs étaient censés persister pour toujours, cette perte d'information n'est pas si problématique, car l'information peut être considérée comme existant à l'intérieur du trou noir, inaccessible de l'extérieur, mais représentée sur l'horizon des événements conformément au principe holographique. Cependant, les trous noirs s'évaporent lentement en émettant un rayonnement de Hawking. Ce rayonnement ne semble pas contenir d'informations supplémentaires sur la matière qui a formé le trou noir, ce qui signifie que cette information semble avoir disparu pour toujours. [206]

La question de savoir si l'information est vraiment perdue dans les trous noirs (le paradoxe de l'information sur les trous noirs) a divisé la communauté de la physique théorique (voir le pari Thorne-Hawking-Preskill). En mécanique quantique, la perte d'information correspond à la violation d'une propriété appelée unitarité, et il a été soutenu que la perte d'unitarité impliquerait également une violation de la conservation de l'énergie, [207] bien que cela ait également été contesté. [208] Au cours des dernières années, des preuves se sont accumulées qu'en effet l'information et l'unité sont préservées dans un traitement gravitationnel quantique complet du problème. [209]

Une tentative pour résoudre le paradoxe de l'information sur les trous noirs est connue sous le nom de complémentarité des trous noirs. En 2012, le « paradoxe du pare-feu » a été introduit dans le but de démontrer que la complémentarité des trous noirs ne parvient pas à résoudre le paradoxe de l'information. Selon la théorie quantique des champs dans l'espace-temps courbe, une seule émission de rayonnement de Hawking implique deux particules mutuellement intriquées. La particule sortante s'échappe et est émise sous la forme d'un quantum de rayonnement de Hawking, la particule entrante est avalée par le trou noir. Supposons qu'un trou noir se soit formé un temps fini dans le passé et qu'il s'évapore complètement dans un temps fini dans le futur. Ensuite, il n'émettra qu'une quantité finie d'informations codées dans son rayonnement de Hawking. Selon les recherches de physiciens comme Don Page [210] [211] et Leonard Susskind, il y aura finalement un moment où une particule sortante devra être intriquée avec tout le rayonnement de Hawking que le trou noir a précédemment émis. Cela crée apparemment un paradoxe : un principe appelé « monogamie d'intrication » exige que, comme tout système quantique, la particule sortante ne puisse pas être complètement intriquée avec deux autres systèmes en même temps, mais ici la particule sortante semble être intriquée à la fois avec la particule entrante. particule et, indépendamment, avec le rayonnement de Hawking passé. [212] Afin de résoudre cette contradiction, les physiciens peuvent éventuellement être contraints d'abandonner l'un des trois principes éprouvés par le temps : le principe d'équivalence d'Einstein, l'unitarité ou la théorie des champs quantiques locaux. Une solution possible, qui viole le principe d'équivalence, est qu'un « pare-feu » détruise les particules entrantes à l'horizon des événements. [213] En général, laquelle de ces hypothèses, le cas échéant, devrait être abandonnée reste un sujet de débat. [208]


La NASA capture un trou noir déchirant et avalant une étoile de la taille de notre soleil

La NASA a capturé un événement cosmique rare avec l'un de ses télescopes les plus récents et un trou noir déchirant violemment une étoile à peu près de la taille de notre soleil. Le phénomène, connu sous le nom d'événement de perturbation des marées, a été capturé en détail par le satellite Transiting Exoplanet Survey de la NASA, ou TESS.

Les chercheurs ont publié jeudi leurs conclusions sur l'événement dans The Astrophysical Journal. Les scientifiques ont utilisé un réseau international de 20 télescopes robotiques appelés ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae) pour détecter l'événement de perturbation de la marée en janvier, avant de se tourner vers TESS, qui a attrapé le début de l'épreuve de force cosmique.

À l'aide de ses zones d'observation permanentes, TESS a pu regarder l'étoile se faire aspirer dans le trou noir et collecter les données nécessaires utilisées pour étudier l'événement. La NASA a publié une vidéo d'animation illustrant le phénomène cataclysmique.

"Les données TESS nous permettent de voir exactement quand cet événement destructeur, nommé ASASSN-19bt, a commencé à devenir plus brillant, ce que nous n'avons jamais pu faire auparavant", a déclaré Thomas Holoien des observatoires Carnegie à Pasadena, en Californie, dans un communiqué le Site Internet de la Nasa. "Les premières données seront incroyablement utiles pour modéliser la physique de ces explosions."

Chris Kochanek, professeur d'astronomie à l'Ohio State, s'est émerveillé de la chance d'avoir l'événement dans le champ de vision des systèmes : "C'était vraiment une combinaison d'être bon et d'avoir de la chance, et parfois c'est ce dont vous avez besoin pour faire avancer la science."

Les événements de perturbation des marées sont rares et les étoiles doivent être très proches d'un trou noir pour en créer un. Les chercheurs ont déclaré que ce type d'événement cosmique se produit une fois tous les 10 000 à 100 000 ans dans une galaxie de la taille de la Voie lactée. Cependant, comme il existe des milliards de galaxies dans l'univers, les scientifiques ont pu observer environ 40 perturbations de marée au fil des ans. Pourtant, ils sont encore très difficiles à trouver.

"Imaginez que vous vous tenez au sommet d'un gratte-ciel du centre-ville, que vous laissez tomber une bille du sommet et que vous essayez de la faire descendre dans un trou dans une plaque d'égout", a déclaré Kochanek. "C'est plus dur que ça."

Première publication le 27 septembre 2019 / 13:58

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Christopher Brito est un producteur de médias sociaux et un écrivain de tendances pour CBS News, se concentrant sur les sports et les histoires qui impliquent des questions de race et de culture.


Les vagabonds du vide

Les deux premiers objets G ont été découverts en 2005 et 2012, respectivement. Parce que les deux objets suivaient une orbite étonnamment similaire autour de Sgr A*, certains astronomes les ont interprétés comme des volutes de gaz arrachées à une malheureuse étoile morte, ou comme des "nœuds" agglutinés dans un anneau continu de gaz tourbillonnant autour du trou.

Le premier grand indice que quelque chose d'autre se passait est venu en 2014, lorsque le blob appelé G2 est venu à quelques centaines d'unités astronomiques (quelques centaines de fois la distance moyenne entre la Terre et le soleil) du trou noir. horizon des événements. Les astronomes ont prédit que, si G2 n'était qu'un nuage de gaz, il serait déchiré en lambeaux par la gravité intense. Mais le blob a survécu – bien qu'un peu difforme.

"Au moment de l'approche la plus proche, G2 avait une signature vraiment étrange", a déclaré Ghez. "C'est passé d'un objet assez inoffensif quand il était loin du trou noir à un objet qui était vraiment étiré et déformé à son approche la plus proche."

Dans les années qui ont suivi la rencontre, G2 est redevenu plus compact. Tout cela suggère que quelque chose de puissant sur le plan gravitationnel maintient le blob ensemble – ce qui signifie qu'il s'agit probablement d'une sorte d'étoile, ont écrit les auteurs.


Cosmologie et physique fondamentale

Les intérêts de recherche en cosmologie et en physique fondamentale à l'Institut d'astronomie couvrent un large éventail de phénomènes physiques, couvrant un large éventail d'échelles et d'époques astrophysiques - des propriétés actuelles de l'Univers remontant dans le temps jusqu'à la surface de la dernière diffusion et la L'époque de l'échelle de Planck.

Afin d'étudier ces phénomènes physiques complexes et non linéaires avec le plus grand réalisme possible, les chercheurs utilisent des codes numériques sophistiqués et profitent des installations de super-ordinateurs de haute performance disponibles localement, telles que le Supercalculateur national de cosmologie du Royaume-Uni Computing Cluster Darwin, l'un des plus grands supercalculateurs universitaires du Royaume-Uni.


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Commentaires:

  1. Ban

    Je pense que tu as tort. Discutons-en.

  2. Vallen

    Merci! Chose cool !!!

  3. Ambrosi

    A mon avis tu as induit en erreur.

  4. Avarair

    Je pense que je fais des erreurs. Je propose d'en discuter. Écrivez-moi dans PM.



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