LES TROUS NOIRS




 

III Caractéristiques des trous noirs


3) Structure d'un trou noir

Les différents types de Trous Noirs

3.1. Trou noir statique, dit de Schwarzschild  

C'est le modèle de Trous Noirs le plus simple, idéalisé, qui n'existe certainement pas dans l'Univers, mais qui permet aux astrophysiciens d'aborder les concepts de la manière la plus facile. De fait, il n'est caractérisé que par sa masse (sa rotation et sa charge étant nulles) ; ce qui a pour conséquence que 2 trous noirs de masse égale seront strictement identiques. On peut en faire le schéma suivant :

 

 Schéma d'un trou noir de Schwarzschild  

Explications : qu'est-ce que c'est que tout ça?

   La sphère des photons : elle a pour rayon 3/2 du rayon de Schwarzschild. Elle correspond à l'altitude de satellisation de la lumière : autour d'un corps massique, un objet quelconque peut se satelliser pourvu qu'il ait la vitesse nécessaire, qui dépend de son altitude : plus il est bas, plus il doit tourner vite. Autour d'un trou noir, la gravité est telle qu'il existe une altitude où la vitesse de satellisation est égale à celle de la lumière, d'où son nom : sphère des photons. Seuls ceux-ci, en effet, peuvent se propager à une telle vitesse et ainsi orbiter à une telle altitude.                      

   L'horizon des événements : c'est la « frontière » du trou noir, la limite au-delà de laquelle rien, pas même la lumière, ne peut échapper à son attraction gravitationnelle. Sa distance à la singularité est le Rayon de Schwarzschild ; tout corps qui franchit cette limite est condamné à heurter la singularité.                    

   La singularité : lors de la création d'un trou noir (cf. Formation des Trous Noirs), toute la matière de l'étoile morte s'effondre sur elle-même jusqu'à n'être plus qu'un point, en théorie de volume nul et de densité infinie : on appelle ce point singularité. Les équations de la Relativité Générale n'y sont plus valables, car la courbure spatio-temporelle y est infinie.  

 

3.2. Trou noir chargé, dit de Reisser-Nordström

Ce type de trou noir, s'il est étudié comme modèle théorique de la même manière que les trous noirs de Schwarzschild, n'a une existence réelle que grandement hypothétique : en effet, l'étoile qui lui aurait donné naissance aurait dû être chargée électriquement, ce qui semble peu probable. Sa particularité est de posséder une charge électrique ; sa configuration en est modifiée selon le schéma suivant :

Schéma d'un trou noir chargé


Explications :   Sphère des photons : non représentée ici dans un souci de clarté, elle est identique à celle du modèle de Schwarzschild.

                               Horizon intérieur : il est sur ce type de trous noirs de rayon inférieur au Rayon de Schwarzschild. On l'appelle également horizon de Cauchy

                              Singularité : ce type de trous noirs permettrait d'éviter une singularité nue, c'est-à-dire de volume réellement nul et de densité infinie, ce qui semble difficile à admettre en physique.  

 

3.3. Trou noir en rotation, dit de Kerr


C'est le modèle le plus réaliste, et, malheureusement, le plus compliqué. L'étoile qui lui aurait donné naissance était en rotation, ce qui est le cas de pratiquement tous les objets stellaires.
Il doit son nom au mathématicien néo-zélandais Roy Kerr, qui le premier, en 1963, a résolu les équations de la Relativité Générale au voisinage d'une masse en rotation.
La résolution de celles-ci fait apparaître un phénomène étrange : aux alentours d'un Trou Noir l'espace-temps lui-même, déformé par la masse, est entraîné en rotation.  

Trou noir de Kerr : schéma 1

 

Ce type de trou noir a en fait deux sphères de photons (qui sont en réalité des ellipsoïdes) : en effet, la vitesse de satellisation d'un photon est moins élevée quand son orbite suit le sens de rotation du trou noir que quand il suit une trajectoire de sens inverse. La « sphère des photons corotative » est donc plus proche de la singularité que ne l'est la « sphère des photons contrarotative » où les photons circulent en sens inverse de la rotation du Trou Noir.

Voyons quelles sont les caractéristique d'un trou noir de Kerr :

 

  Trou noir de Kerr : schéma 2


  Explications :      limite statique : c'est l'endroit limite en-deçà duquel rien ne peut rester immobile, même en se déplaçant à la vitesse de la lumière.

                                 ergosphère : c'est la zone entre la limite statique et l'horizon extérieur.

                                 Les deux horizons sont identiques à celui du trou noir chargé

                                 La singularité : ce type de modèle évite lui aussi la singularité nue ; ici, elle posséderait la forme d'un anneau.

 

 

 

 

I Approche des trous noirs selon la théorie de la gravitation universelle de Newton

1) Vitesse de libération

2) Rayon de Schwarzschild

3) Forces de marées

II Comment se forment les trous noirs

1) Cycle de vie d'une étoile

2) Mort d'une étoile

3) Les différentes voies menant aux trous noirs

III Caractéristiques des trous noirs

1) Ralentissement du temps à proximité d'un trou noir

2) Effet Doppler : normal et relativiste

3) Structure d'un trou noir

IV Preuves de l'existence des trous noirs

1) Troisième Loi de Kepler

2) Emission de rayons X et rayons gamma

3) Les ondes gravitationnelles

V Hypothèses en suspens

1) Evaporation des trous noirs

2) Trous blancs et trous de ver

3) Trous noirs primordiaux

VI Relativité Générale

1) La Relativité Restreinte

2) Trous noirs et Relativité

VII Conclusion

1) Conclusion

2) Bibliographie

3) Me contacter

4) Remerciements

VIII Index

1) Index