Une façon plus sûre de détecter des trous noirs…

Comme nous l'avons vu, les lentilles gravitationnelles ne permettent pas de savoir avec précision si l'on a à faire à un trou noir ou pas. De plus les projets de détection des ondes gravitationnelles ne sont pas encore aboutis. Il y a cependant une façon beaucoup plus simple de procéder, grâce au disque d'accrétion* que créé le trou noir autour de lui. Ces disques sont composés de plasma surchauffé par la compression, de l'ordre de dix milliards de degrés, et, par conséquent, ils rayonnent des photons* X et gamma*, les plus énergétiques qui puissent exister (c'est en fait une sorte de libération d'énergie). Les rayons lumineux émis font le tour du trou avant de s'en échapper et forment une image primaire et une secondaire; la déviation des rayons lumineux rend le dessous du disque visible. De plus, les particules de plasma sont tellement énergétiques qu'elles se déplacent à des vitesses proches de celle de la lumière, dites vitesses relativistes. Pour détecter un tel phénomène, il faut recourir à l'effet Doppler* (voir lexique). On peut observer une amplification d'un côté du disque et un affaiblissement de l'autre, dus à sa rotation autour du trou. Toutefois, lorsque le trou noir est « célibataire » (il n'est pas dans un système double), le rayonnement émis par le disque est habituellement trop faible pour être détectable à plus de quelques ann&eacute;es-lumi&egrave;re<i>*</i> s-lumière* de distance, car le gaz interstellaire n'est pas assez abondant. Là où les possibilités de détection sont les plus fortes, c'est pour les trous noirs faisant partit d'un système binaire* (c'est-à-dire deux étoiles qui se rapprochent l'une de l'autre à chaque révolution. Ceci est dû à une perte d'énergie des deux étoiles qui s'attirent inexorablement pour former, la plupart du temps, deux supernovae* qui elle-même donneront naissance à un trou noir…

Voici un exemple d'un système binaire* représenté par une vue d'artiste :

On voit bien sur cette représentation les ondes gravitationnelles (en rouge). Elles sont souvent dû à une perturbation extérieur violente.

Un trou noir accompagné d'une étoile «normale», de préférence, visible de la Terre , formant un tel système, peut être détecté grâce au mouvement de son partenaire. En effet, dans un système binaire*, les deux astres tournent l'un autour de l'autre. De la Terre , l'étoile apparaîtrait tourner autour de… rien. Le «rien» en question est appelé un compagnon invisible, et est habituellement une étoile effondrée (naine blanche*, étoile à neutrons* ou trou noir). Pour détecter ces systèmes doubles, on utilise encore une fois l'effet Doppler*: lorsque le compagnon visible s'approche de la Terre , son spectre lumineux est décalé vers le bleu, tandis qu'il «rougit» lorsque l'étoile s'éloigne. On peut déterminer la «binarité» d'une étoile en vérifiant si les raies d'absorption, les raies sombres du spectre correspondant à la «signature» de l'étoile, oscillent de façon régulière, trahissant le mouvement de rotation des astres.

Cependant, les systèmes binaires ne contiennent pas nécessairement des trous noirs. Pour le déterminer, il faut mesurer la masse du compagnon obscur. Il peut s'agir d'une étoile peu lumineuse, ou d'une étoile effondrée. Les naines blanches et les étoiles à neutrons* possèdent toutes deux une masse limite. Au-delà de cette limite, le compagnon obscur est soit un trou noir, soit une étoile massive cachée par un nuage de poussière. Pour être sur que l'étoile est un trou noir, il faut regarder du côté des systèmes binaires sources de rayons X. En effet, un système binaire* peut engendrer plusieurs phénomènes X, reliés ou non aux trous noirs. Les systèmes dont le compagnon obscur est un pulsar (une étoile à neutrons* expulsant un jet de matière qui tourne de façon régulière), présentent cette régularité constante, caractéristique des pulsars*, qui élimine la possibilité d'un trou noir. Cependant, si les émissions ne sont pas périodiques, cela ne peut s'agir que d'un trou noir et de son disque d'accrétion*. Contrairement aux trous noirs célibataires, le disque est beaucoup plus important: le trou noir absorbe le gaz à la périphérie de l'étoile, et celui ci spiral vers le trou noir. En général, le gaz n'est pas absorbé régulièrement, mais par "bouffées" (sorte de sursauts momentanés). A chacune de ces bouffées, on peut détecter une sorte de sursaut dans le spectre des rayons X. A ce moment là, on est sûr que l'on est face à un trou noir.

Voici une vue d'artiste « démontrant » ce qui a été dit plus haut : il s'agit de l'exemple de Cygnus X-1, qui est une source X coïncidant avec une étoile visible (source : http://hubblesite.org/newscenter/)

Le corps bleu est une géante bleue chaude et massique ; on voit bien que le « transfère » se fait par bouffées qui se traduisent ici par une discontinuité au niveau de l'aspiration, on remarque aussi l'émission de spectres de rayons X au niveau de ce que l'on pourrait supposer être un trou noir qui le rend très lumineux (mais ceci n'est qu'une vue d'artiste car le dégagement de ces rayons se font au niveau du petit trou visible au milieu du disque entraînant ainsi de gigantesques projections….)

Il est donc possible de détecter un trou noir lorsque celui-ci fait parti d'un système binaire* dont le compagnon visible est connu (masse, taille…). Pour l'instant, cette méthode est la plus efficace pour en détecter, cependant, elle n'est pas sans défauts notamment l'utilisation d'approximations pour calculer la masse du compagnon obscur (il faut prendre en compte bon nombre de paramètres pour calculer la masse, la taille (…) du trou noir binaire en prenant en compte les caractéristiques de son compagnon…).

Mais il existe, comme nous l'avons dit auparavant, des rayons gamma*. Les sursauts gamma (GRB, de l'anglais Gamma Ray Burst : « éclatement de rayons gamma ») sont les événements les plus énergétiques de l'univers connu (en dehors du Big Bang lui-même): de brèves impulsions de rayonnement gamma à très haute énergie, d'une durée comprise entre 10 millisecondes et une dizaine de secondes, suivies d'une queue de rayonnement dans toutes les fréquences du spectre (afterglow) qui peut durer plusieurs semaines. Les spectres mesurés montrent clairement une origine non thermique du phénomène.

Voici quelques spectres typiques des sursauts gamma :

Les sursauts gamma peuvent différer : des sursauts très brefs émettant des rayonnements très durs (environ 2 secondes) ;

des sursauts plus long mais de plus faible intensité.

Ces sursauts sont parfois visibles et semblables à des supernovae* (dans l'intensité).

Parfois ces sursaut entraînent des explosions très puissantes appelées hypernovae (elles seraient le résultat de l'effondrement d'une étoile de minimum 25 masses solaires).

Un exemple de  « photographie » de rayons gamma…

Le Dr Stan Woosley de l'Université de Californie a ainsi proposé le modèle du "collapsar" : à la fin de sa vie, le coeur de l'étoile va s'effondrer comme une supernovae*, mais les couches périphériques de l'étoile ne vont pas être affectées, vu la grande taille de cette étoile.
Le coeur effondré se transforme immédiatement en trou noir et s'entoure d'un disque d'accrétion* à l'intérieur même de l'étoile.
En simplifiant, on peut dire que le disque d'accrétion* en rotation va produire un intense champ magnétique et provoquer ainsi un double jet de matière à une vitesse proche de celle de la lumière. Ce jet, et l'onde de choc qui l'accompagne, vont provoquer une émission de rayons gamma dans leur axe.
Lorsque cette onde de choc émerge de la surface de l'étoile, sa collision avec les gaz environnant l'étoile va produire l' "afterglow" typique des GRB dans les domaines des rayons X, puis de la lumière visible et enfin des ondes radio, au fur et à mesure de son affaiblissement.

Voici un schéma de collapsar :

Le schéma suivant montre les rayonnements résultant de l'aspiration de la matière alentour (source: www.astrospace.tk):

De plus ce schéma nous informe sur la « forme » du trou noir (voir caractéristiques d'un trou noir).