Discuter:Trou noir/Page de travail
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Un trou noir est un objet ayant une masse/densité telle que son champ gravitationnel est tellement intense que la vitesse de libération .... est plus élevée que la vitesse de la lumière. Ceci implique que rien ne peut échapper à sa gravité, même pas la lumière; d'où le nom trou noir. Il est à noter que qu'il ne s'agit pas d'un trou au sens propre mais seulement une région de l'espace où rien ne peut en ressortir.
L'existence des trous noirs est une prédiction de la relativité générale. Selon la relativité générale classique ni matière, ni information ne peut s'échapper de l'intérieur d'un trou noir/ ni matière ni information ne peut flow de l'intérieur d'un trou noir vers un observateur extérieur (par exemple: on ne peut récupérer de sa masse/matière, recevoir un signal comme la réflexion d'un signal lumineux envoyé vers celui-ci, ou obtenir la moindre information au sujet de la matière/des matériaux qui sont entrés dans le trou noir); bien que la mécanique quantique peut permettre des déviations à cette règle stricte. L'existence de trous noirs dans l'univers est bien supporté, à la fois en théorie et par les observations astronomiques.
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[modifier] Histoire
Le concept d'un corps tellement massif que même la lumière ne pourrait s'en échapper fut exposé par le géologue John Michell dans un article de 1783 qui fut envoyé à la Royal Society. À cette époque, la théorie newtonienne de la gravité et le concept de vitesse de libération étaient bien connus. Michell calcula qu'un corps ayant un rayon 500 fois celui du Soleil et ayant la même densité aurait, à sa surface, une vitesse de libération égale à celle de la lumière et serait donc invisible si la lumière serait attiré par la même force que les autres corps (selon sa masse!). Bien que pensant cela comme étant improbable, Michell considéra la possibilité que de nombreux tels objets étaient présents dans le cosmos.
En 1796, le mathématicien français Pierre-Simon Laplace exposa la même idée dans la première et seconde édition de son livre Exposition du système du Monde mais il la retira des éditions ultérieures. Cette idée reçu peu d'attention durant le XIXe siècle car la lumière était considérée comme étant sans masse et donc ne pouvant pas être influencée par la gravitation.
En 1915, Albert Einstein développa une nouvelle théorie de la gravitation, la relativité générale, dans laquelle il prédisait que la gravitation pouvait courber les rayons lumineux. Quelques mois après, Karl Schwarzschild trouva une solution de l'équation d'Einstein pour le champ gravitationnel d'une masse ponctuelle (c'est-à-dire, réduite à un point). Cette solution montrait aussi que ce que l'on nomme actuellement trou noir pouvait théoriquement exister. Actuellement on sait que le rayon de Schwarzschild correspond au rayon d'un trou noir qui n'est pas en rotation, mais cela n'était pas très bien compris à cette époque. Schwarzschild lui même considérait cette partie de sa solution comme étant non-physique.
Pendant les années 1920, Subrahmanyan Chandrasekhar montraa que selon la relativité spéciale, un corps non-radiatif, au-delà d'une certaine masse connue actuellement sous le nom de limite de Chandrasekhar, s'éfondrerait sur lui-même car rien ne pourrait arrêter cet effondrement. Arthur Eddington, convaincu que quelque chose arrêterait inévitablement cet effondrement, s'opposa vivement aux arguments de Chandrasekhar.
En 1939, Robert Oppenheimer et Hartland Snyder prédirent que les étoiles massives pouvaient subir un tel effondrement gravitationnel. Les trous noirs pouvaient donc en principe se former dans la nature. Néanmoins, ces objets hypothétiques ne furent pas le sujet d'un grand intérêt théorique avant la fin des années 1960.
L'intérêt pour ces objets effondrés se raviva en 1967 avec la découverte des pulsars. Peu de temps après, le terme trou noir fut inventé par le physicien (théorique) John Wheeler (http://www.truephysics.com/timeline/timeline1961_1980.html). Auparavant, le terme étoile noire était parfois utilisé; ce terme était apparut dans un des premiers épisodes de Star Trek et fut encore utilisé occasionnellement après 1967 car certaines personnes trouvaient vulgaire le terme trou noir lorsqu'il était traduit depuis l'anglais vers, par exemple, le français ou le russe.
[modifier] Physique qualitative
Les trous noirs, tels qu'ils sont généralement compris, demande le concept de la relativité générale d'espace-temps, car leur propriétés les plus frappantes sont liées à la distorsion de la géométrie de l'espace qui les entoure.
[modifier] L'horizon des événements
La surface d'un trou noir, ce qu'on appelle l'horizon des événements, est une surface sphéroïdale imaginaire entourant la masse du trou noir. À l'horizon des événements, le vitesse de libération est égale à la vitesse de la lumière; donc toute chose à l'intérieur de cette surface, y compris les photons, est empêchée d'atteindre cet horizon à cause du champ gravitationnel extrêmement puissant. Une particule à l'extérieur de cette région peut tomber dedans, traverser l'horizon des événements et ne pourra plus en ressortir.
Comme rien ne peut en ressortir, il est impossible d'envoyer des informations depuis l'intérieur vers un observateur extérieur. Les trous noirs n'ont donc aucune caractéristiques externes observables pouvant être utilisée pour déterminer ce qu'il se trouve à l'intérieur. Selon la relativité générale classique, les trous noirs peuvent être entièrement caractérisés par les trois paramètres suivant: masse, moment angulaire et charge électrique. Ce principe est résumé par un théorème: les trous noirs n'ont pas de poils.
Les objets soumis à un champ gravitationnel subissent un ralentissement du temps, la dilatation du temps. Ce phénomène a été vérifié expérimentalement en 1976 lors de l'expérience Gravity Probe A. À proximité d'un trou noir, la dilatation du temps augmente fortement. Du point de vue d'un observateur extérieur, situé à grande distance du trou noir, un objet approchant de l'horizon des événements semble prendre un temps infini pour l'atteindre (rem au sujet du redshift associé). Pour l'observateur, il semble que l'objet tombe de plus en plus lentement; il approche l'horizon sans jamais l'atteindre. Mais du point de vue de l'objet en chute dure un laps de temps fini pour atteindre l'horizon (et pour atteindre la singularité centrale ???).
[modifier] La singularité
Au centre d'un trou noir/de l'horizon des événements se trouve une singularité, un endroit où la relativité générale prédit que l'espace-temps est infiniment courbe (c'est-à-dire que la gravitation y devient infinie ???).
- [Réflexion - dites-moi si ce n'est pas la bonne manière de procéder]
- Je ne sais si je l'ai lu quelque part ou si c'est une réflexion personnelle (sûrement un peu des deux) : la singularité n'appartient pas à notre univers. Ce qui ouvre des chemins vers un trou du ver qui lui-même n'appartiendrait pas à notre univers (hyperespace, quelqu'un ?) et vers les théories des univers-parallèles.
L'espace-temps à l'intérieur de l'horizon des événements est particulier dans le sens où la singularité est le seul futur possible, donc toute particule à l'intérieur de l'horizon des événements doit inexorablement s'y (Hawking & Penrose [1]). La situation est donc conceptuellement différente de celle des trous noirs newtoniens proposés par Michell en 1783: dans la théorie de Michell, la vitesse de libération est égale à celle de la lumière mais il y serait théoriquement possible d'extraire un objet du trou noir, par exemple en le tirant avec une corde. La relativité générale élimine ce genre de loopholes car un fois qu'un objet est à l'intérieur de l'horizon des événements, its time-line contains an end-point to time itself et aucune world-lines ne peut traverser l'horizon des événements.
On pense/suppose/espère que des améliorations ou un remplacement de la relativité générale, en particulier la gravitation quantique, changera ce que l'on pense au sujet de l'intérieur des trous noirs. La plupart des théoriciens (références !!!) interprètent la singularité mathématiques des équations (des solutions plutôt) comme une indication que la théorie actuelle est incomplète et que des phénomènes nouveaux doivent intervenir lorsqu'on approche de la singularité.
[modifier] Chute
- Fait double emploi avec la section "horizon des événements".
Considérons un astronaute infortuné tombant pieds en avant vers le centre d'un trou noir de Schwarzschild (et emportant avec lui une source lumineuse). Au plus il s'approche de l'horizon des événements, à cause de la dilatation du temps, les photons qu'il émet mettent de plus en plus de temps pour s'échapper du champ gravitationnel du trou noir. Un observateur distant verra la descente de l'astronaute se ralentir en approchant de l'horizon des événements qu'il ne semblera jamais atteindre.
Mais dans son référentiel, l'astronaute traversera l'horizon et atteindra le centre du trou noir en un temps fini. Dès qu'il aura traverser l'horizon, il ne peut plus être observé depuis l'extérieur.
Durant sa chute, toujours à cause de la dilatation du temps, la lumière qu'il émet sera de plus en plus décalée vers le rouge. Note au sujet de décalage vers le rouge lorsqu'il atteint l'horizon: décalage infini, longueur d'onde infinie, fréquence nulle.
Un autre phénomène accompagne sa chute: au plus qu'il s'approchera du trou noir, au plus la différence entre le champ gravitationnel exercé à ses pieds et celui exercé à sa tête sera grande; c'est un cas extrême de force de marée ( ou spaghettification, cfr. en:). L'astronaute sera donc soumis à une force d'étirement .... Ce gradient/cette différence est suffisamment grande pour déchirer les molécules. Le point où cette force devient fatale dépend de la taille de trou noir. Pour un trou noir supermassif, comme ceux dont on suppose qu'ils se trouvent au centre de galaxies, ce point se trouve loin à l'intérieur de l'horizon; l'astronaute peut donc traverser l'horizon sans dommage. Par contre, pour un trou noir stellaire, les effets de marée peuvent devenir fatal bien avant que l'astronaute atteint l'horizon.
[modifier] Trous noirs en rotation
Selon la théorie, l'horizon d'un trou noir qui n'est pas en rotation est sphérique (à vérifier ou a reformuler: par définition, un trou noir de Schwarzschild est sphérique et ne tourne pas; et un ou noir de Kerr, par définition en rotation, n'est pas sphérique; mais est-ce que tous les trou noir non en rotation sont sphériques ???) et sa singularité est un simple point. Si le trou noir est en rotation/possède un moment angulaire, il entraîne avec lui l'espace-temps entourant son horizon des événements; c'est l'effet Lense-Thirring. Cette région en rotation entourant l'horizon s'appelle ergosphère (faux: l'ergosphère a une frontière bien précise et l'effet Lense-Thirring ne s'arrête pas à cette frontière) et possède une forme ellipsoïdale. Comme l'ergosphère est située en-dehors de l'horizon des événements, des objets peuvent exister dans l'ergosphère sans devoir tomber inévitablement dans le trou noir. Mais comme dans l'ergosphère, l'espace-temps lui-même bouge, il est impossible pour un objet d'y rester à une position fixe (à éclaircir: même dans le champ gravitationnel de la Lune par exemple, on objet ne peut rester immobile si rien ne vient contrecarrer ce champ: propulseur ou en orbite. Défini/expliquer convenablement ce qu'est l'ergosphère: vitesse de rotation d'un objet en orbite > c). Des objets frôlant l'ergosphère peuvent, dans certaines circonstances, être catapultés à grande vitesse et donc extraire de l'énergie et du moment angulaire du trou noir (est-ce qu'on peut vraiment considérer que cette énergie et ce moment angulaire comme faisant déjà partie du trou noir ou seulement à son ergosphère ???); d'où le nom ergosphère (sphère de travail) car elle est capable d'effectuer un travail.
[modifier] Entropie et radiation de Hawking
En 1971, Stephen Hawking montra que la surface totale des horizons d'une collection de trous noirs classique (qu'est-ce que un trou noir classique ?) ne pouvait jamais décroître. Cela ressemblait à la seconde loi de la thermodynamique, la surface du trou noir jouant le rôle d'entropie. Jacob Bekenstein conjectura que l'entropie d'un trou noir est réellement proportionnelle à la surface de son horizon des événements; ce à quoi Hawking s'opposa fortement.
En 1975, Hawking appliqua la théorie quantique des champs sur un espace-temps courbé semi-classique et découvrit que les trous noirs pouvaient émettre un rayonnement thermique, actuellement appelé rayonnement Hawking. Cela lui permit de calculer l'entropie est en effet proportionnel à la surface de l'horizon, ce qui valida de ce fait l'hypothèse de Bekenstein. Plus tard, il qui ??? fut découvert que les trous noirs étaient des objets à entropie maximum; ce qui signifie que l'entropie maximale d'un région de l'espace-temps est l'entropie du plus grand trou noir pouvant être contenu dans cette région. Ceci est à l'origine du principe holographique.
Le rayonnement de Hawking est émis juste en dehors de l'horizon d'événement et (semi-classically) ne diffuse pas d'information au sujet de son intérieur. Mais signifie donc que les trous noirs ne sont pas complètement noirs. D'ailleurs, cet effet implique que la masse d'un trou noir s'évapore lentement au cours du temps. Bien que ces effets soient négligeables pour les objets de taille astronomiques, ils sont significatifs pour les hypothétiques très petits trous noirs dans lesquels les effets quanto-mécaniques dominent. En effet, l'évaporation des trous noirs est inversement proportionnel à leur taille; les petits trous noirs doivent donc s'évaporer de plus en plus vite et disparaître dans un éclat de rayonnement. Par conséquent, chaque trou noir qui ne peut pas augmenter sa masse a une durée de vie finie qui est directement liée à sa masse (ajouter ordre de grandeur).
Le 21 juillet 2004, Stephen Hawking présenta un nouvel argument: les trous noirs doivent tôt ou tard émettre les informations au sujet de ce qu'ils ont contenus; changeant de ce fait sa position précédente au sujet de la perte d'information. Il a proposé que les perturbations quantiques de l'horizon des événements pourraient permettre à l'information de s'échapper d'un trou noir où elle pourrait influencer le rayonnement Hawking ultérieur ([2]). Cette théorie est toujours à l'examen et si elle est acceptée elle serait susceptible de résoudre le paradoxe de l'information de trou noir. En attendant, l'annonce a fortement attiré l'attention des médias.
[modifier] Réalité des trous noirs
[modifier] Est-ce que les trous noirs existent ?
La relativité générale (de même que la plupart des autres théories métriques de la gravitation) permet non seulement de dire que les trous noirs peuvent exister mais prévoit aussi qu'ils doivent se former dans la nature à chaque fois qu'une quantité suffisante de masse se trouve confinée dans une région suffisamment petite de l'espace, par un processus appelé effondrement gravitationnel. Comme la masse à l'intérieur de la région augmente sa gravitation devient plus forte ou, dans le langage de la relativité, l'espace autour d'elle devient de plus en plus déformé/courbe. Quand la vitesse de libération, à une certaine distance du centre, atteint la vitesse de la lumière, il se forme un horizon des événements dans lequel la matière doit inévitablement s'effondrer sur un seul point, formant une singularité.
Une analyse quantitative de cette idée permet de prévoir qu'une étoile gardant ayant toujours environ trois masses solaires à la fin de son évolution (habituellement comme étoile à neutrons), se contractera presque inévitablement jusqu'à la taille critique nécessaire pour un effondrement gravitationnel. Une fois commencé, l'effondrement ne peut être arrêté par aucune force physique et comme conséquence la création d'un trou noir.
L'effondrement d'une étoile produira un trou noir contenant au moins trois masses solaires. Des trous noirs plus petits ne peuvent être créés que si leur matière est soumise à une pression suffisante autre que celle provenant de la gravitation. On pense les énormes pressions nécessaire pourraient avoir existé aux tout début de l'univers, créant peut-être des trous noirs primordiaux qui pourraient avoir une masse plus petites que celle du soleil.
Des trous noirs supermassifs, contenant des millions ou des milliards des masses solaires pourraient également se former partout où un grand nombre d'étoiles sont confinées/entassées/se trouvent dans une région relativement petite de l'espace, par de grandes quantités de masses tombant dans un trou noir déjà formé ou par la fusion répétée de trous noirs plus petits. On pense que les conditions nécessaires pour leur formation existent aux centres de quelques, voire de la plupart des galaxies, y compris notre propre Voir lactée.
[modifier] Peuvent-ils être découvert/observés?
La théorie indique que nous ne pouvons pas détecter les trous noirs par la lumière émise ou réfléchie par la matière contenue à l'intérieur d'eux. Cependant, ces objets peuvent être détectés par l'observation de l'effet qu'ils ont sur leur milieu environnant, tels que les mirages gravitationnels, le disque d'accrétion les entourant et le mouvement des étoiles en orbite autour d'eux.
Les effets les plus apparents proviennent de la matière tombant dans un trou noir, qui se rassemble en en disque d'accrétion extrêmement chaud et tournant rapidement avant d'être avalée par lui. Le frottement entre les zones adjacentes du disque le fait devenir extrêmement chaud ce qui provoque l'émission de grandes quantités de rayons X. Cet échauffement est extrêmement efficace et peut convertir environ 50% de l'énergie de masse d'un objet en rayonnement, par opposition à la fusion nucléaire qui peut seulement convertir quelques pour cent de la masse en énergie 50% ??? il semble me souvenir 7% pour un trou noir de Schwarzschild et 42% pour un trou noir de Kerr; à vérifier. Un autre effet prévu est l'existence de jets étroits de particules éjectées à des vitesses relativistes le long de l'axe de rotation du disque.
Néanmoins, les disques d'accrétion et le jets ne se trouvent pas seulement autour des trous noirs mais également autour d'autres objets tels que les étoiles à neutrons; et la dynamique des corps à proximité de ces attracteurs est en grande partie semblable à la dynamique des corps autour des trous noirs et est actuellement un champ de recherche très complexe et actif impliquant les champs magnétiques et la physique des plasmas. Par conséquent, la plupart des observations des disques d'accrétion et des mouvements orbitaux indiquent simplement qu'il y a un objet compact d'une certaine masse et indiquent très peu au sujet de la nature de cet objet. L'identification d'un objet en tant que trou noir nécessite la supposition (supplémentaire) qu'aucun autre objet (ou système d'objets liés) ne puisse être aussi massif et compact. La plupart des astrophysiciens considèrent que c'est le cas, puisque selon la relativité générale, n'importe quelle concentration de matière de densité suffisante doit nécessairement s'effondrer en un trou noir.
Une différence observable importante entre les trous noirs et les autres objets massifs compacts est que n'importe quelle matière en chute se heurtera à ces derniers à des vitesses relativistes, provoquant des flamboiement intenses et irrégulières de rayons X et d'autres rayonnements durs/énergétiques. Ainsi l'absence de tels flamboiements soudains autour d'une concentration compacte de masse est prise comme preuve que l'objet est un trou noir, sans surface sur laquelle la matière peut être soudainement dumped.
[modifier] Avons nous en trouvé ?
Il y a maintenant de nombreux indices de l'observation indirecte de trous noirs dans deux gammes de masse:
- trous noirs stellaires avec la masses d'une étoile typique (4-15 masses solaires), et
- trous noirs supermassifs avec une masses valant peut-être 1% de la masse d'une galaxie typique.
L'observation est indirecte car on n'observe pas les trous noirs directement mais le comportement des étoiles et de matière proche.
De plus, il y a des indices de l'existence de trous noirs de masse intermédiaire, soit environ quelques milliers de masses solaires. Ces trous noirs pourraient être responsables de la formation des trous noirs supermassifs.
