trou noir. ASTRONOMIE : masse effondrée dont la vitesse d'échappement est égale à la vitesse de la lumière. La vitesse d'échappement est la vitesse centrifuge minimale que doit avoir un objet pour échapper au champ gravitationnel de cette masse. Les trous noirs sont probablement l'étape ultime de l'évolution du coeur d'une étoile massive. Le concept d'un tel objet remonte à la fin du XVIIIe siècle, quand l'astronome anglais John Mitchell montra que la vitesse de libération d'une étoile ayant la même densité que le Soleil, mais dont le rayon serait cinq cents fois plus grand, serait identique à celle de la lumière. La lumière ne pouvant s'en échapper, cette étoile serait invisible et donc noire. En 1796, Laplace détailla ce concept dans son Exposition du système du monde e t nomma « astre occlus » ce type d'objet. Cette description, faite dans le cadre de la mécanique classique, tomba dans l'oubli jusqu'à ce qu'Einstein, en 1915, expose sa théorie de la relativité générale qui interprétait la force gravitationnelle en terme de géométrie de l'espace : la répartition de matière affecte la courbure de l'espace-temps, et cette déformation modifie la trajectoire de tous les objets. Quelque temps plus tard, Karl Schwarzschild montra que, pour un objet de masse donnée, il existe un rayon limite en dessous duquel les déformations de l'espace-temps seraient telles que la lumière ne pourrait s'en échapper. Ce rayon, proportionnel à la masse de l'objet, est appelé « rayon de Schwarzschild ». Pour notre Soleil, il est d'environ 3 km. Dans les années vingt, Subrahmanyan Chandrasekhar étudia la possibilité de former de tels objets. Il commença par montrer que le noyau d'une étoile ne pouvait aboutir à une naine blanche que si sa masse était inférieure à 1,4 fois celle du Soleil. De même, il existe une limite supérieure à la masse d'une étoile à neutrons environ égale à trois fois la masse du Soleil. Si la masse du coeur de l'étoile est plus élevée, même l'agitation quantique du gaz de neutrons est incapable de contrebalancer la gravitation. Il doit se contracter jusqu'à un rayon de quelques kilomètres où la gravitation est capable de piéger le rayonnement. Les densités atteintes dans de tels objets sont évidemment gigantesques : de l'ordre de plusieurs milliards de tonnes par cm 3. Pour décrire l'état de la matière à de telles densités, il serait nécessaire d'introduire une théorie quantique de la gravitation. Des travaux ultérieurs montrèrent que, vu de l'extérieur, un trou noir pouvait se décrire en n'utilisant que trois paramètres : sa masse, sa charge électrique et son moment cinétique. Le physicien britannique Stephen Hawking a élaboré, avec J.M. Bardeen et Brandon Carter, une théorie des trous noirs similaire à la thermodynamique des gaz, dans laquelle ces trois paramètres jouent le rôle des variables d'états. Hawking a aussi montré que certains phénomènes quantiques sembleraient permettre d'extraire de l'énergie des trous noirs. L'attraction gravitationnelle d'un trou noir est telle que la matière environnante est irrémédiablement aspirée. Dans sa chute en spirale vers le corps central, sa température est portée à plusieurs millions de degrés, et le disque d'accrétion ainsi formé doit émettre un fort rayonnement X. Cependant, une émission X intense provenant d'un objet ne garantit pas que l'on a affaire à un trou noir, car cela pourrait aussi provenir d'une étoile à neutrons. Pour confirmer l'hypothèse du trou noir, il faut mesurer sa masse, ce qui nécessite la présence d'un compagnon visible. D'où l'intérêt porté aux sources binaires ayant une émission X intense et non périodique. Le candidat le plus ancien est la source Cygnus X-1, située à 6 500 années-lumière de la Terre. Deux autres candidats ont été proposés plus récemment, LMC X-3 dans le Grand Nuage de Magellan et A 620 00, situé à seulement 3 000 années-lumière de la Terre. Ce sont tous les trois des systèmes binaires, pour lesquels a été mise en évidence la présence d'un objet très compact dont la masse est de l'ordre de sept fois celle du Soleil, et qui se manifeste par une très forte émission dans le domaine X, certainement due à l'accrétion de matière venant de son compagnon. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats astres - Les associations d'étoiles astres - Les galaxies - La composition des galaxies astres - Les galaxies - La dynamique galactique astres - Les quasars astres - Vie et mort de quelques étoiles - Les étoiles massives : les supernovae gravitation ondes gravitationnelles quasar supernova
