Phénomènes célestes

Les galaxies : histoire et classification

Phénomènes célestes

Sélection vidéo

Dans l'univers, les étoiles ne sont généralement pas isolées mais regroupées au sein de vastes ensembles appelés galaxies.

Une galaxie inclut aussi les gaz et poussières du milieu interstellaire et probablement de grandes quantités de matière sombre. L'ensemble de la matière constituant une galaxie est lié gravitationnellement et apparaît comme en orbite autour d'une concentration de masse centrale. De nombreux indices suggèrent que le centre de nombreuses galaxies est occupé par un trou noir de masse importante. La Voie lactée, la galaxie dans laquelle se trouve le système solaire, compte environ quelques centaines de milliards d'étoiles. La plupart des galaxies typiques comportent un nombre similaire d'astres, mais il existe aussi des galaxies naines comptant quelques millions d'étoiles seulement, et des galaxies géantes comptant plusieurs dizaines de milliers de milliards d'étoiles. Sur la base de ces chiffres et de la taille de l'univers observable, on estime que celui-ci compte quelques centaines de milliards de galaxies. L'univers dans son ensemble, dont l'extension réelle n'est pas connue, est lui susceptible de compter un nombre immensément plus grand d'étoiles.

Les galaxies sont de trois types morphologiques principaux : elliptiques, spirales, irrégulières. Une description plus étendue des types de galaxies est donnée par la séquence de Hubble. Des résultats récents semblent montrer qu'en réalité, une même galaxie peut passer par différentes formes. Plus précisément, la présence d'une barre dans une galaxie spirale dépendrait de son activité.

Dans les galaxies spirales, les bras ont la forme approximative de spirales logarithmiques. Comme les étoiles, les bras tournent également autour du centre, mais contrairement à celles-ci, ils le font avec une vitesse angulaire constante. Cela signifie que les étoiles passent successivement dans et hors des bras en spirale. On pense que les bras en spirale sont des régions de forte densité ou plutôt des « ondes » de densité : lorsque les étoiles et la matière interstellaire traversent un bras, elles ralentissent et de ce fait créent une densité plus élevée ; c'est un peu comme une « vague » de ralentissement se déplaçant le long d'une route remplie de voitures en mouvement.

Les bras sont visibles parce que la forte densité qui y règne facilite la formation d'étoiles : ils hébergent donc beaucoup d'étoiles massives (donc jeunes) qui sont très lumineuses.

Répartition des galaxies

La galaxie M63

Comme les étoiles, qui sont regroupées en galaxies, la plupart des galaxies sont gravitationnellement liées à d'autres. Une structure contenant jusqu'à une cinquantaine de galaxies est un groupe de galaxies. Une structure contenant plusieurs milliers de galaxies groupées dans un secteur de quelques mégaparsecs est un amas de galaxies. Les groupes et amas de galaxies sont eux-mêmes souvent regroupés en superamas, des collections géantes contenant des dizaines de milliers de galaxies.

À très grande échelle, la distribution des amas de galaxies n'est pas uniforme, mais organisée en plaques ou en filaments.

L'espace entre les galaxies est relativement vide, excepté les nuages de gaz intergalactiques.

Genèse du concept

La nature exacte des galaxies n'est connue que depuis le début du XX^e siècle ; auparavant, on appelait nébuleuse tout objet céleste d'aspect diffus autre que les comètes (qui pouvaient être distinguées grâce à leur mouvement).

En 1610, Galilée utilisa une lunette pour étudier la Voie lactée et découvrit qu'elle était composée d'un grand nombre d'étoiles faiblement lumineuses. Dans un traité écrit en 1755, Histoire universelle de la nature et théorie du ciel, Emmanuel Kant, en se basant sur les premiers travaux de Thomas Wright, spécula avec raison sur le fait que notre Galaxie pourrait être un corps en rotation composé d'un nombre énorme d'étoiles liées par les forces de la gravitation, comme les planètes dans le système solaire mais sur des échelles beaucoup plus grandes. Le disque résultant des étoiles serait vu, de notre perspective, comme une bande lumineuse dans le ciel. Kant conjectura que certaines des « nébuleuses » (au sens d'objet diffus) visibles dans le ciel nocturne pourraient être des galaxies distinctes de la nôtre.

Vers la fin du XVIII^e siècle, Charles Messier compila un catalogue contenant une centaine de nébuleuses (son but était de répertorier tous les objets nébuleux de la sphère des fixes afin de ne pas les confondre avec des comètes), qui fut plus tard suivi par le catalogue de William Herschel comprenant 5 000 nébuleuses.

En 1845 William Parsons construisit un télescope, beaucoup plus grand que ceux qui existaient à l'époque et put alors distinguer les nébuleuses elliptiques des nébuleuses spirales. Il fut également capable de distinguer (en astronomie on dit résoudre) certaines sources lumineuses ponctuelles au sein de ces nébuleuses, confirmant ainsi la conjecture des univers-îles de Kant. Cependant, la majorité des astronomes de l'époque réfutaient l'idée des univers-îles, arguant que ces nébuleuses se trouvaient à l'intérieur de notre univers.

Ce n'est qu'en 1918 qu'Harlow Shapley réussi à déterminer la taille de notre galaxie, relançant le débat sur la nature des nébuleuses ainsi que leur distance^[1]. Il était intiment convaincu que l'univers était composé que d'un seul ensemble d'étoiles, les nébuleuses n'étant que des éléments de cet univers-île.

Le 16 avril 1920 eu lieu « Le Grand Débat » qui opposaient les tenant d'un univers monolithique représenté par Harlow Shapley et ceux d'un univers composé d'univers-île défendu par Heber D. Curtis. C'est à cette occasion que le terme « galaxie » fit son apparition. Le débat ne permit cependant pas de départager les deux points de vue.

Edwin Hubble annonça le 30 décembre 1924 qu'après des mesures faites à l'aide du nouveau télescope Hooker de 2,50 mètres, les « nébuleuses » se trouvaient bien au delà de notre propre « galaxie ».

Il put résoudre les parties externes de quelques nébuleuses spirale en tant que collections d'étoiles et identifia quelques variables céphéides, ce qui permit d'estimer la distance nous séparant de ces nébuleuses : elles étaient trop éloignées pour faire partie de la Voie lactée. Les premières galaxies identifiées comme telles furent NGC 6822 en 1925, M33 en 1926 et M31 en 1929. En 1936, Hubble conçut un système de classification des galaxies qui est encore employé à ce jour, la séquence de Hubble.

Rotation des galaxies

La courbe de rotation prévue par les équations de Newton (A) et la courbe observée (B) , en fonction de la distance au centre de la galaxie.

La rotation des galaxies se présente de la façon représentée sur la figure ci-contre.

En fait les galaxies peuvent présenter ces deux formes de courbes, la courbe plate B étant la plus répandue. Analysons de plus près ces formes^[2]. Près du centre galactique, on peut considérer que la vitesse est proportionnelle à la distance du centre (NGC 3672, spirale). La vitesse angulaire de rotation est constante comme dans un solide. La courbe devient ensuite parabolique, ce qui correspond à une densité de masse d'étoiles constante (UGC 7089, elliptique). Après le maximum, la courbe est généralement plate, la densité d'étoiles est décroissante (NGC 801, elliptique). Enfin, très loin du centre galactique où la densité d'étoiles est très faible, on retrouve les lois de Képler, qui ne peuvent être observées qu'en présence d'étoiles suffisamment lumineuses et faisant partie de la galaxie en question (NGC 3379, circulaire ou sphérique).

La matière sombre

Dans les années 1970, on réalisa que la masse totale visible, dans les galaxies, des étoiles et du gaz, ne pouvait pas expliquer correctement la vitesse de rotation des galaxies, ce qui amena à postuler l'existence de la matière sombre. Dès le début des années 1990, le télescope spatial Hubble apporta une grande amélioration dans les observations lointaines. Ces nouvelles observations permirent notamment d'établir que la matière sombre de notre Galaxie ne peut se composer uniquement d'étoiles faibles et petites.

La Voie Lactée

La Voie lactée (appelée aussi « notre galaxie », ou parfois simplement « la Galaxie », avec une majuscule) est le nom de la galaxie dans laquelle se situent le Système solaire où vit l’humanité, ainsi que toutes les étoiles visibles à l’œil nu. Elle est partiellement visible dans de bonnes conditions d’observations (absence de pollution lumineuse), notamment sous les tropiques, sous la forme d’une bande plus claire dans le ciel nocturne, la « voie lactée ». Comme nous sommes en son sein, il est difficile de connaître sa forme exacte, mais l’on sait que sa forme est assez semblable à celle de la Galaxie d’Andromède.

Le mot « galaxie » est emprunté au latin galaxias, lui-même emprunté au grec γαλαξ?ας « voie lactée ». La dénomination « voie lactée » désignait d’abord uniquement la partie observable à l’œil nu de notre galaxie qui crée la bande blanchâtre tracée dans le ciel nocturne par le disque galactique, mais elle est maintenant fréquemment utilisée pour désigner toute notre galaxie : elle s’écrit alors « Voie lactée » avec une majuscule, comme la Galaxie (notre galaxie) ou le Soleil (notre soleil).

La Voie lactée est une grande galaxie spirale de type Sb ou Sc. Sa forme est un disque de 25 000 pc de diamètre comportant un bulbe central, lui-même entouré d’un halo sphérique de faible densité de 30 kpc de diamètre. Elle contient entre 200 et 400 milliards d’étoiles, dont le Soleil^[1], pour une masse totale évaluée de l'ordre de 750 à 1 000 milliards de masses solaires.

Observation à l'œil nu

Vue de la sphère céleste entière (N et S, 360°). Le cercle jaune représente l'écliptique, la ligne grise l'horizon, et la trainée claire la Voie Lactée.

Visible depuis la Terre sous la forme d'une bande blanchâtre traversant la voute céleste, le phénomène visuel de la Voie Lactée provient en majeure partie des étoiles et du gaz la composant.

La Voie lactée coupe l’écliptique vers les deux solstices et s'en écarte d'environ 60° au nord et au sud. Sa partie la plus large et lumineuse est située à proximité de la nébuleuse de la lagune, dans la constellation du Sagittaire et correspond à la direction du bulbe galactique.

Le fait que la Voie Lactée divise le ciel nocturne en deux hémisphères quasi-égaux prouve que le système solaire est proche du plan galactique

En partant du solstice d'hiver, où elle a deux branches, dont l'une passe sur l'arc du Sagittaire, elle traverse les constellations de l'Aigle, de la Flèche, du Cygne, du Serpentaire, de la tête de Céphée, du Cocher, des pieds des Gémeaux, de la Licorne, du Navire Argo, de la Croix du Sud, du Loup et du Scorpion.

Ayant une magnitude surfacique assez faible, il est en effet difficile, voire impossible, de l'observer dans une zone urbaine souffrant de pollution lumineuse.

Observations et découvertes

Notre Galaxie vue par Herschel en 1785 ; le système solaire est supposé près du centre.

L’observation à l'œil nu de la Voie lactée ne permet de distinguer qu'une très faible partie des étoiles dont elle se compose. Avec sa lunette astronomique, Galilée découvrit dès 1610 que la Voie lactée était un nuage très dense d'étoiles. En 1750, le savant Thomas Wright, dans son ouvrage An Original Theory or New Hypothesis of the Universe, imagina qu'elle formait un nuage aplati, disque parsemé d'étoiles parmi lesquelles se trouvait le Soleil. La preuve que les étoiles de notre galaxie sont des objets semblables au Soleil (et donc considérablement plus éloignés étant donné leur faible éclat) date du XIX^e siècle avec les observations de l'astronome allemand Friedrich Bessel.

La première tentative de décrire la forme de la Voie lactée et la position du Soleil au sein de celle-ci fut effectuée par William Herschel en 1785 en dénombrant les étoiles dans différentes régions du ciel. Malheureusement, ne connaissant pas leur distance, il supposa que toutes les étoiles avaient une même luminosité intrinsèque et que leur distance décroissait en proportion de leur magnitude apparente. En utilisant un raffinement de cette méthode, Jacobus Kapteyn arriva en 1920 à l'image d'une petite galaxie elliptique d'environ 15 kiloparsecs de diamètre, avec le Soleil près du centre.

Harlow Shapley, en utilisant une méthode différente basée sur les amas globulaires, obtint une image radicalement différente : un disque plat d'environ 70 kiloparsecs de diamètre et le Soleil loin du centre. Les deux analyses ne tenaient pas compte de l'absorption de la lumière par la poussière interstellaire présente dans le plan galactique ; une fois que Robert Jules Trumpler eut mesuré cet effet en 1930 en étudiant les amas ouverts, l'image actuelle de notre galaxie émergea.

En 1944, Hendrik van de Hulst prédit l'existence d'un rayonnement micro-onde à une longueur d'onde de 21 centimètres, résultant de la présence d'hydrogène atomique dans le milieu interstellaire ; ce rayonnement fut observé en 1951 par Edward Mills Purcell et Harold Ewen. Ce rayonnement a grandement amélioré les possibilités d'étude de notre galaxie puisqu'il n'est pas affecté par l'absorption de la poussière et son effet Doppler peut être employé pour cartographier le mouvement du gaz dans la galaxie. Ces observations ont conduit à l'hypothèse d'une structure rotative en forme de barre au centre de notre galaxie. L'amélioration des radiotélescopes a permis la détection de ce gaz dans d'autres galaxies.

Structure et composition

Image en fausse couleur du proche infra-rouge du centre galactique

Les observations du télescope spatial Spitzer datant de 2005 ont permis de réunir des preuves suggérant que la Voie lactée est une galaxie spirale barrée. Elle consiste en un noyau en forme de barre entouré par un disque de gaz, de poussières, et d'étoiles. Le disque galactique présente certaines structures de bras formant approximativement une spirale logarithmique. La distribution de masse à l'intérieur de la Galaxie ressemble fortement à celle d'une galaxie de type SBc, dans la classification de Hubble. Ce genre de galaxie présente en effet des bras vaguement morcelés. Ce fut seulement dans les années 80 que les astronomes ont commencé a suspecter la Voie lactée d'être une galaxie spirale barrée plutôt qu'une spirale ordinaire, ce que le télescope spatial Spitzer a confirmé en 2005, montrant que la barre centrale de la Galaxie était plus grande que prévu. Cela plaide en faveur d'un classement du type SBbc. En 1970, Gérard de Vaucouleurs avait prédit que la Voie lactée était de type SAB(rs)bc, le « rs » indiquant la présence d'un anneau discontinu autour de la région centrale.

En 2006, la masse Voie lactée est estimée à 5,8 x 10¹¹ M_?, étant composée de 200 à 400 milliards d'étoiles. Sa magnitude visuelle intégrée absolue a été estimée à -20,9. On pense que la plupart de la masse de la Galaxie (83 %) provient de la matière noire environnante. Celle-ci forme un halo relativement homogène d'une masse estimée entre 600 et 3000 masses solaire.

Le centre galactique

Le bulbe galactique. Les étoiles primaires de la constellation du Sagittaire sont entourées en rouge.

Le diamètre du disque galactique, qui présente un renflement en son centre, est de 70 000 à 100 000 années-lumière. La distance séparant le centre du Soleil est à présent estimée à 26 000 ± 1400 années-lumière. En effet, on pensait autrefois que cette distance était de 35 000 années-lumière.

Le centre galactique arbitre un objet compact de très grande masse (nommé Sagittarius A*) qui est très probablement un trou noir supermassif. D’ailleurs, on pense que la plupart des galaxies contiennent un tel trou noir en leur centre.

1 commentaire
6950 lectures

Les quasars

Phénomènes célestes

Sélection vidéo

NASA - Hubble - Quasar

En astronomie, un quasar (pour source de rayonnement quasi-stellaire, quasi-stellar radio source en anglais) est une source d’énergie électromagnétique, incluant la lumière visible et les ondes radios. Les quasars visibles de la Terre montrent tous un décalage vers le rouge très élevé. Le consensus scientifique dit qu’un décalage vers le rouge élevé est le résultat de la loi de Hubble, c’est-à-dire que les quasars sont très éloignés. Pour être observables à cette distance, l’énergie que libèrent les quasars doit se réduire à un phénomène astrophysique connu, principalement les supernovae et les sursauts gamma (qui ont une vie relativement courte). Ils peuvent libérer autant d’énergie que des centaines de galaxies combinées. L’énergie lumineuse libérée est équivalente à celle qui serait libérée par 10¹² Soleils.

Avec les télescopes optiques, la plupart des quasars ressemblent à de petits points lumineux, bien que certains soient vus comme étant les centres de galaxies actives (couramment connus sous l'abréviation AGN, pour Active Galaxy Nucleus). La majorité des quasars sont beaucoup trop éloignés pour être vus avec de petits télescopes, mais 3C 273, avec une magnitude apparente(ou relative) de 12,9, est une exception. À une distance de 2,44 milliards années-lumière, c’est un des seuls objets lointains observables avec un équipement d’amateur.

Certains quasars montrent de rapides changements de luminosité, ce qui implique qu’ils sont assez petits (un objet ne peut pas changer plus vite que le temps qu’il faut à la lumière pour voyager d’un bout à l'autre ; voir l'article sur le quasar J1819+3845 pour une autre explication). Actuellement (février 2007), le décalage vers le rouge le plus élevé jamais enregistré pour un quasar est 6,4^{[réf. nécessaire]}.

On pense que les quasars gagnent en puissance par l’accrétion de matière autour des trous noirs supermassifs qui se trouvent dans le noyau de ces galaxies, faisant des « versions lumineuses » de ces objets connus comme étant des galaxies actives. Aucun autre mécanisme ne parait capable d’expliquer l’immense énergie libérée et leur rapide variabilité.

La connaissance des quasars avance rapidement. Dans les années 1980, il n’y avait aucun consensus sur leur origine.

Propriétés

Le quasar 3C 273, le plus lumineux jamais observé. Photographie prise par le télescope spatial Hubble.

On recense plus de 100 000 quasars. Tous les spectres observés montrent des décalages vers le rouge allant de 0,06 à 6,4. Par conséquent, tous les quasars connus se situent à de très grandes distances de nous, le plus proche de nous étant à 240 mégaparsecs (~ 780 millions d’années-lumière) et le plus éloigné étant à quatre gigaparsecs (~ 13 milliards d’al), aux limites de l’univers observable. Comme la lumière prend beaucoup de temps pour couvrir ces grandes distances, la plupart des quasars qui se trouvent au-delà de 1,0 gigaparsec de distance sont vus tels qu’ils existaient dans un passé très lointain de l'Univers, leur lumière ne nous parvenant qu’aujourd'hui.

Quoique faibles quand ils sont observés optiquement (leur décalage vers le rouge élevé implique que ces objets sont très éloignés de nous) les quasars sont les objets les plus brillants connus dans l’Univers. Le quasar qui apparait le plus brillant dans notre ciel est l’hyper-lumineux 3C 273, dans la constellation de la Vierge. Il a une magnitude apparente d’environ 12,9 (assez brillant pour être vu avec un petit télescope) mais sa magnitude absolue est de -26,7. Cela veut dire qu’à une distance de 10 pc (~ 33 al), cet objet luirait dans le ciel aussi fortement que notre Soleil. La luminosité de ce quasar est donc 2 × 10¹² fois plus forte que celle de notre Soleil, ou environ 100 fois plus forte que la lumière totale d’une galaxie géante, telle que notre Voie lactée.

Le quasar super-lumineux APM 08279+5255 avait, lorsqu’on l’a découvert en 1998, une magnitude absolue de -32,2, quoique les images à haute résolution des télescopes Hubble et Keck révèlent que ce système est gravitationnellement grossi. Une étude du grossissement gravitationnel dans ce système suggère qu’il a été amplifié par un facteur d’environ 10. Cela est encore beaucoup plus lumineux que les quasars tout proches tels que 3C 273. On pensait que HS 1946+7658 avait une magnitude absolue de -30,3, mais lui aussi était mis en valeur par l’effet de grossissement gravitationnel.

On a découvert que les quasars variaient en luminosité sur différentes échelles de temps. Certains varient en brillance tous les x mois, semaines, jours, ou heures. Cette découverte a permis aux scientifiques de théoriser le fait que les quasars génèrent et émettent leur énergie dans une petite région, puisque chaque partie de quasar doit être en contact avec d’autres parties sur une échelle de temps pour coordonner les variations de luminosité. Ainsi un quasar dont la luminosité varie sur une échelle de temps de quelques semaines ne peut être plus grand que quelques semaines-lumière.

Les quasars montrent beaucoup de propriétés comparables à celles des galaxies actives : le rayonnement est non-thermique et quelques uns ont des jets et des lobes comme ceux des radiogalaxies. Les quasars peuvent être observés sur de nombreuses régions du spectre électromagnétique : les ondes radio, les infrarouges, la lumière visible, les ultraviolets, les rayons X et même les rayons gamma.

La plupart des quasars sont les plus brillants dans le domaine du proche ultraviolet (~ 1216 angströms, ce qui correspond à la raie d'émission Lyman-α de l’hydrogène) dans leur référentiel propre, mais à cause des redshifts considérables de ces sources, le pic de luminosité a été observé aussi loin que 9 000 A.

Les quasars de fer montrent des raies d’émission très fortes résultant du fer ionisé, tel que IRAS 18508-7815.

Génération d'émission

Cette photo, prise en lumière infrarouge, est une image en fausse couleurs d’un « tandem quasar-supernova », avec la plus lumineuse des explosions jamais observées dans ce type de combinaison. Ce couple fut découvert par une équipe de chercheurs venant de six institutions différentes.

Comme les quasars montrent des propriétés communes à toutes les galaxies actives, beaucoup de scientifiques ont comparé les émissions des quasars et celles des petites galaxies actives due à leur similarité. La meilleure explication pour les quasars est qu’ils deviennent puissants grâce aux trous noirs supermassifs. Pour créer une luminosité de 10⁴⁰ W (la brillance typique d'un quasar), un trou noir supermassif devrait consumer la matière équivalente de 10 étoiles par an. Les quasars les plus brillants sont connus pour dévorer 1 000 masses de matière solaire par an. Les quasars sont connus pour s’allumer ou s’éteindre selon leur environnement. Une des implications est qu’un quasar ne pourrait, par exemple, continuer de se nourrir à ce rythme pendant 10 milliards d'années. Ce qui explique plutôt bien pourquoi il n’y a aucun quasar près de nous. Dans ce cas de figure, lorsqu’un quasar a terminé d’avaler du gaz et de la poussière, il devient une galaxie ordinaire.

Les quasars fournissent également des indices quant à la fin de la réionisation du big bang. Les plus vieux quasars (z > 4) montrent qu'une onde Gunn-Peterson et des régions d’absorption devant eux, indiquant que l’espace intergalactique était fait de gaz neutre, à ce moment-là. Des quasars plus récents montrent qu’ils n’ont aucune région d’absorption mais plutôt des spectres contenant une zone avec un pic connu sous le nom de forêt Lyman-α. Cela indique que l’espace intergalactique a subi une réionisation dans le plasma, et que le gaz neutre existe seulement sous la forme de petits nuages.

Une autre caractéristique intéressante des quasars est qu’ils montrent des traces d’éléments plus lourds que l’hélium. Cela indique que ces galaxies ont subi une importante phase de formation d’étoiles créant une population III d'étoile, entre l’époque du Big Bang et l’observation des premiers quasars. La lumière de ces étoiles a pu être observée grâce au télescope spatial Spitzer de la NASA (quoique fin 2005, cette interprétation demande encore à être confirmée).

Historique

Les premiers quasars furent découverts avec des radiotélescopes, vers la fin des années 50. Beaucoup furent enregistrés comme des sources radio sans objet visible associé. En utilisant de petits télescopes et le télescope Lovell comme interféromètre, on a remarqué qu’ils avaient une très petite taille angulaire. Des centaines de ces sujets ont été répertoriés dès 1960 et répertoriés dans le Third Cambridge Catalogue. En 1960, la source radio 3C 48 fut finalement reliée à un objet optique. Les astronomes détectèrent ce qui paraissait être une pâle étoile bleue à l’endroit des sources radios et obtinrent son spectre. Contenant énormément de raies d’émission inconnues — le spectre irrégulier défiait toute interprétation —, la revendication de John Bolton parlant d’un grand redshift ne fut pas acceptée.

En 1962, une percée fut accomplie. Une autre source radio, 3C 273, allait subir cinq occultations par la Lune. Les mesures effectuées par Cyril Hazard et John Bolton durant l’une des occultations, en utilisant le radiotélescope de Parkes, permirent à Maarten Schmidt d’identifier l’objet du point de vue optique. Il obtint un spectre optique en utilisant le télescope Hale (5,08 m) sur le mont Palomar. Ce spectre révéla les mêmes raies d’émission étranges. Schmidt réalisa que c’était les raies de l’hydrogène redshiftées (décalées vers le rouge) de 15,8 % ! Cette découverte démontra que 3C 273 s’éloignait à la vitesse de 47 000 km/s. Cette découverte révolutionna l’observation des quasars et permit à d’autres astronomes de trouver des redshifts émanant des raies d'émission et venant d’autres sources radio. Comme Bolton l’avait prédit plus tôt, 3C 48 s’avéra avoir un redshift équivalent à 37 % de la vitesse de la lumière.

Le mot « quasar » fut inventé par l’astrophysicien chinois Hong-Yee Chiu dans la revue Physics Today, pour décrire ces intrigants objets qui devenaient populaires peu après leur découverte, mais qui ne se désignaient uniquement par leur appellation complète (quasi-stellar radio source) :

« Pour l'instant, le mot plutôt maladroit et indéterminable de « quasi-stellar radio source » est utilisé pour décrire ces objets. Comme la nature de ces objets nous est complètement inconnue, il est difficile de leur donner une nomenclature courte et appropriée, même si leurs propriétés essentielles viennent de leur nom. Par esprit pratique, la forme abrégée « quasar » sera utilisée tout au long de cet article. »
— Hong-Yee Chiu, Physics Today, Mai 1964

Plus tard, on découvrit que tous les quasars (en fait, seulement ~10 %) n’avaient pas de fortes émissions radio. D’ici le nom « QSO » (quasi-stellar object) est utilisé (en plus du mot « quasar ») en référence à ces objets, comprenant la classe des radio-fort et des radio-silencieux.

Le grand sujet de débat dans les années 60 était de savoir si les quasars étaient des objets proches ou lointains comme le suppose leur redshift. On suggéra, par exemple, que le redshift des quasars n’était pas dû à l’effet Doppler, mais plutôt à la lumière s’échappant d’un puits gravitationnel profond. Cependant, une étoile avec une masse suffisante pour former un tel puits serait instable. Les quasars montrent également des raies spectrales inhabituelles, qui étaient auparavant visibles sur une nébuleuse chaude de basse densité, qui serait trop diffuse pour générer l’énergie observée et pour accéder au profond puits gravitationnel. Il eut également de sérieux soucis en ce qui concerne l’idée de quasars cosmologiques lointains. Un des principaux arguments en leur défaveur étaient qu’ils impliquaient des énergies qui excédaient les processus de conversion connus, incluant la fusion nucléaire. À ce stade, certains suggérèrent que les quasars étaient faits d’une forme d’antimatière stable inconnue jusqu’ici et qui pouvait passer pour être leur brillance. Cette objection s’effaça avec la proposition d’un mécanisme de disque d’accrétion, dans les années 1970. Et aujourd’hui, la distance cosmologique des quasars est acceptée par la majorité des chercheurs.

En 1979, l’effet de lentille gravitationnelle prédit par la théorie de la relativité générale d’Einstein fut confirmée lors de l’observation des premières images du double quasar 0957+561.

Dans les années 1980, des modèles unifiés furent développés dans lesquels les quasars étaient vus simplement comme une classe de galaxies actives, et un consensus général a émergé : dans beaucoup de cas, c’est seulement l’angle de vue qui les distingue des autres classes, tels que les blazars et les radiogalaxies. L’immense luminosité des quasars serait le résultat d’une friction causée par le gaz et la poussière tombant dans le disque d’accrétion des trous noirs supermassifs, qui peut transformer de l’ordre de 10 % la masse d’un objet en une énergie comparable à 0,7 % pour le p-p du processus de fusion nucléaire et qui domine la production d’énergie dans les étoiles comme le Soleil.

Ce mécanisme explique aussi pourquoi les quasars étaient plus communs lorsque l’Univers était plus jeune, comme le fait que cette production d’énergie se termine lorsque le trou noir supermassif consume tous les gaz et toutes les poussières se trouvant près de lui. Cela implique la possibilité que la plupart des galaxies, dont notre Voie Lactée, sont passées par un stade actif (apparaissant comme étant des quasars ou une autre classe de galaxie actives dépendant de la masse du trou noir et de son disque d’accrétion) et sont maintenant paisibles car elles n’ont plus de quoi se nourrir (au centre de leur trou noir) pour générer des radiations.

Microquasar

En astronomie, un microquasar est une étoile binaire contenant un objet compact tel qu'une étoile à neutrons ou un trou noir, et qui produit des jets d'une vitesse proche de la vitesse de la lumière.

Présentation

Les microquasars sont des étoiles binaires possèdant les mêmes ingrédients essentiels que les quasars: un trou noir, un disque d'accrétion et des jets. Le terme a été inventé par I. Felix Mirabel et Luis F. Rodríguez dans un fameux article^[1] décrivant l'observation de jets relativistes supraluminiques dans un système galactique appelé GRS 1915+105. Les microquasars sont un sous-ensemble des étoiles binaires produisant des rayons X, appelées les binaires X.

Différences entre quasars et microquasars

Les microquasars et les quasars possédant les mêmes ingrédients essentiels, ils partagent la même physique. En d'autres termes, les phénomènes physiques présents dans les uns sont aussi observés dans les autres. La différence principale entre les deux est la masse du trou noir. Dans les microquasars, on a un trou noir stellaire de quelques masses solaires, jusqu'à une dizaine de masses solaires. Les trous noirs dans les quasars sont dits supermassifs et ont une masse de plusieurs millions voire quelques milliards de masses solaires.

Pour un trou noir accrétant de la matière du disque d'accrétion au taux maximal d'Eddington, la température caractéristique d'un corps noir à la dernière orbite circulaire stable est donné approximativement par^[2]:

$T sim 2 times 10^7 M^{-1/4}$

où $M$ est la masse du trou noir. Ainsi, plus la masse est petite, plus la température caractéristique de l'intérieur du disque d'accrétion est grande. C'est pour cette raison que les quasars émettent principalement dans le domaine optique et ultraviolet, tandis que les disques des microquasars émettent principalement dans les rayons X.

Jets relativistes et jets supraluminiques

La caractéristique qui différence les microquasars des autres binaires X est la présence de jets. Ces jets sont principalement observés dans le domaine des ondes radio (ce fut le cas de GRS 1915+105 et de GRO J1655-40 notamment). Les jets observés dans les microquasars sont dits relativistes quand ils atteignent une vitesse proche de la vitesse de la lumière. Cette désignation vient du fait que seule la relativité d'Albert Einstein permet de les décrire correctement.

Selon la distance et l'angle de projection des jets dans le ciel, il arrive que ces jets relativistes aient, en apparence, une vitesse plus grande que celle de la lumière. Dans ce cas, on parle de jets supraluminiques.

L'origine des jets est encore mal comprise, bien qu'il soit certain qu'ils soient lancés tout près du trou noir central, comme pour les quasars. Un des modèles proposés consiste à dire qu'il existe un jet dit MHD auto-collimaté par le champ magnétique vertical, et qui est produit par le disque d'accrétion, et que dans certaines conditions, des cascades de paires électrons-positrons se forment. Ces paires seraient alors collimées par le jet MHD, et seraient éjectées à des vitesses ultra-relativistes, en produisant les fameux jets observés en radio.

Variabilité

Les microquasars sont caractérisés par une très forte variabilité dans les rayons X. Il a été observé dans plusieurs microquasars une évolution en forme d'hystérésis typique, et qui reste à expliquer. Également, des oscillations quasi-périodiques (QPOs) à basse et haute fréquences sont observés.

Exemples de microquasars

L'exemple le plus fameux reste GRS 1915+105 qui semble à ce jour être le microquasar avec la plus grande masse de trou noir (une dizaine de masses solaires) et le plus grand taux d'accrétion sur le trou noir. Cet objet produit des jets en permanence. GRO J1655-40 fut le deuxième objet dans lequel des jets supralumiques furent observés^[3]. Le plus clair exemple d'hystérésis a été observé dans GX 339-4, tandis que SS 433 est connu pour avoir des jets relativistes permanents et en précession, formant une magnifique nébuleuse.

4813 lectures

Les pulsars

Phénomènes célestes

Sélection vidéo

NASA GLAST Mission

Un pulsar est le nom donné à une étoile à neutrons, tournant très rapidement sur elle-même (période typique de l'ordre de la seconde, voire beaucoup moins pour les pulsars milliseconde) et, émettant un fort rayonnement électromagnétique dans la direction de son axe magnétique. Le nom de pulsar vient de ce que lors de leur découverte, ces objets ont dans un premier temps été interprétés comme étant des étoiles variables sujettes à des pulsations très rapides. Pulsar étant l'abréviation de pulsating radio source (source radio pulsante), cette hypothèse s'est rapidement avérée incorrecte, mais le nom leur est malgré tout resté.

Image composite visible/rayon X du pulsar du Crabe, né de la supernova historique SN 1054, montrant le gaz environnant la nébuleuse agité par le champ magnétique et le rayonnement du pulsar. Image NASA.

Généralité

L'axe magnétique d'une étoile à neutrons n'étant en général, à l'instar de la Terre, pas parfaitement aligné avec son axe de rotation, la région d'émission correspond à un instant donné à un faisceau, qui balaie au cours du temps un cône du fait de la rotation de l'astre. Un pulsar se signale pour un observateur distant sous la forme d'un signal périodique, la période correspondant à la période de rotation de l'astre. Ce signal est extrêmement stable, car la rotation de l'astre l'est également, mais ralentit très légèrement au cours du temps.

Les pulsars sont issus de l'explosion d'une étoile massive en fin de vie, phénomène appelé supernova. Toutes les supernovae ne donnent pas naissance à des pulsars, certaines laissant derrière elles un trou noir, d'autres ne laissant aucun résidu compact derrière elles (supernovae de type Ia, ou thermonucléaires). Si une étoile à neutrons a une durée de vie virtuellement infinie, le phénomène d'émission caractéristique d'un pulsar ne se produit en général que pendant quelques millions d'années, après quoi il devient trop faible pour être détectable avec les technologies actuelles.

Les pulsars ont été découverts en 1967 de façon quelque peu fortuite par Antony Hewish et son étudiante Jocelyn Bell (maintenant Jocelyn Bell-Burnell) qui étudiaient des phénomènes de scintillation réfractive dans le domaine radio et avaient de ce fait besoin d'un instrument mesurant des variations d'un signal radio sur des courtes durées (une fraction de seconde). L'instrument a de ce fait permis de détecter la variation périodique d'objets qui se sont avérés être des pulsars, le premier d'entre eux portant le nom de PSR B1919+21 (ou CP 1919 à l'époque). Cette découverte fut récompensé par le Prix Nobel de physique, attribué en 1974 à Hewish ainsi que son collaborateur Martin Ryle, qui avaient construit l'instrument ayant permis la découverte, mais pas à Jocelyn Bell, chose qui apparaît aujourd'hui comme étant une injustice^{[réf. nécessaire]}.

Les pulsars ont depuis permis le développement important de très nombreuses disciplines de l'astrophysique, allant de tests de la relativité générale et de la physique de la matière condensée, jusqu'à l'étude de la structure de la Voie lactée et bien sûr des supernovae. L'étude d'un pulsar binaire, PSR B1913+16, a pour la première fois permis de mettre en évidence la réalité du rayonnement gravitationnel prédit par la relativité générale, et a également été récompensée du Prix Nobel de physique (Russell Alan Hulse et Joseph Hooton Taylor, en 1993).

Du fait de l'émission d'un pulsar cantonnée à un cône, un grand nombre de pulsars sont inobservables depuis la Terre, car celle-ci ne se trouve pas dans le cône balayé par le faisceau de nombreux pulsars. Néanmoins, plus de 2000 pulsars sont connus à l'heure actuelle (2007), la quasi totalité d'entre eux étant situés dans la Voie lactée ou certains de ses amas globulaires, les autres, très peu nombreux, étant situés dans les deux Nuages de Magellan. Il existe une grande variété de types de pulsars (pulsars radio, pulsars X, pulsars X anormaux, magnétars, pulsars milliseconde), dont les propriétés dépendent essentiellement de leur âge et de leur environnement.

Histoire

Les pulsars ont été découverts en 1967 par Jocelyn Bell et Antony Hewish à Cambridge alors qu'ils utilisaient un radiotélescope pour étudier la scintillation des quasars. Ils trouvèrent un signal très régulier, constitué de courtes impulsions de rayonnement se répétant après quelques secondes. L'origine terrestre du signal était exclue car le temps qu'il prenait pour réapparaître était un jour sidéral et pas un jour solaire. Cette anomalie fut finalement identifiée au signal émis par une étoile à neutrons en rotation rapide. Les impulsions étant émises toutes les 1,3373 secondes, cette régularité excluait tout autre objet.

Ce nouvel objet fut baptisé CP 1919 pour Cambridge Pulsar à proximité de 19h 19m et est nommé aujourd'hui PSR B1919+21 pour PulSaR à 19h19m en ascension droite et +21° de déclinaison. Le nom original pour l'objet était « LGM-1 », pour Little Green Men (les petits hommes verts), car le signal faisait penser à celui provenant d'une balise qui aurait été fabriquée par une intelligence extraterrestre. Après maintes spéculations, il fut admis que le seul objet naturel qui pourrait être responsable de ce signal était une étoile à neutrons ; un objet dont l'existence était encore hypothétique.

Dans les années 1980, on découvrit les pulsars milliseconde, qui, comme leur nom l'indique, possèdent des périodes de quelques millisecondes. En outre, une découverte importante fut celle d'un pulsar dans un système binaire. La précision élevée des mesures a permis aux astronomes de calculer la perte d'énergie orbitale du système, que l'on attribue à l'émission d'ondes gravitationnelles.

Depuis 1982, le pulsar B1937+21 possédait la fréquence de rotation la plus élevée et avait été détecté au sein de l'amas globulaire Terzan 5. Sa fréquence de rotation s'élevait à 642 Hz.

Au cours du mois de janvier 2006, une publication a fait état de la détection d'un pulsar baptisé Ter5ad toujours au sein du même amas globulaire et dont la fréquence de rotation s'élève à 716 Hz.

Théorie

Il est largement admis que les impulsions que nous observons sont produites quand un faisceau de rayonnement est dirigé dans notre direction à chaque rotation de l'étoile à neutrons. L'origine du faisceau est liée au non-alignement de l'axe du champ magnétique de l'étoile avec son axe de rotation. Le faisceau est émis à partir des pôles du champ magnétique qui peuvent fortement s'écarter des pôles de rotation de l'étoile. La source d'énergie du champ magnétique est l'énergie de rotation de l'étoile, rotation qui ralentit au fur et à mesure que l'énergie est émise.

On pense que la grande vitesse de rotation des pulsars milliseconde est provoquée par la chute de matière arrachée à une étoile compagne.

Un point intéressant dans l'étude des pulsars est l'observation de petites irrégularités de la vitesse de rotation de l'étoile à neutrons. Normalement, cette vitesse diminue très lentement et très régulièrement, mais on observe des variations soudaines. Pendant un certain temps, on pensa que ces variations étaient des tremblements d'étoiles provoqués par un réajustement de la croûte de l'étoile. Des modèles où le problème est dû à un découplage de l'intérieur probablement supraconducteur de l'étoile ont été également avancés. Actuellement, on donne la préférence à un modèle où ces variations proviennent d'un découplage du cœur supraconducteur de l'étoile.

En 2003, des observations du pulsar de la nébuleuse du Crabe ont révélé l'existence de sous-impulsions d'une durée de quelques nanosecondes se superposant au signal principal. On pense que ces impulsions sont émises par des régions de la surface du pulsar ne faisant pas plus de 60 cm de diamètre, ce qui font d'elles les plus petites structures à l'extérieur du système solaire à pouvoir être mesurées.

Importance

Comme mentionné ci-dessus, la découverte des pulsars a permis aux astronomes d'étudier un objet jamais observé auparavant : l'étoile à neutrons. Ce genre d'objet est le seul endroit où on peut observer, indirectement, le comportement de la matière à une densité similaire à celle existant dans un noyau atomique. En outre, les pulsars milliseconde ont permis de tester la relativité générale dans des conditions de gravité intense.

Pulsar binaire

En astronomie, un pulsar binaire est un système binaire dont l'une des deux composantes est un pulsar et l'autre, nommé « compagnon » une étoile à un quelconque stade de son évolution. Ce compagnon peut ainsi être une étoile de la séquence principale, une naine blanche ou un objet plus compact tel une étoile à neutrons ou un trou noir. Quand le compagnon est une étoile à neutrons détectée en tant que pulsar, on ne parle plus de pulsar binaire, mais de pulsar double. Les pulsars doubles sont, comparativement aux pulsars binaires, extrêmement rares, un seul d'entre eux, PSR J0737-3039, est connu à ce jour (2007). On ne parle en général pas de pulsar binaire quand un compagnon de masse planétaire est détecté en orbite autour de ce pulsar, comme par exemple pour PSR B1257+12, autour duquel plusieurs planètes ont été détectées, ou pour PSR 1620-26 autour duquel un compagnon de la masse de Jupiter, probablement capturé après la formation de l'étoile à neutrons, a également été mis en évidence.

Population

La plupart des pulsars binaires sont aussi des pulsars millisecondes. Cette corrélation s'explique par le fait que l'évolution d'un système binaire comprenant un pulsar amène en général ce dernier à accréter de la matière de son compagnon, lors de sa phase de géante rouge, par exemple, et que le phénomène d'accrétion est un moyen d'accélérer la période de rotation de l'astre.

Pulsars binaires et relativité générale

Le premier pulsar binaire, PSR B1913+16, ou « pulsar de Hulse et Taylor », a été découvert en 1974 au radiotélescope d'Arecibo par Joseph Hooton Taylor et Russell Hulse. Son étude a mis en évidence une accélération de la période orbitale du système, signe que les deux corps voyaient leur orbite de resserrer, en raison de l'infime perte d'énergie qu'ils subissent du fait de l'émission de rayonnement gravitationnel. Il s'agissait alors de la première mise en évidence, indirecte, de l'existence des ondes gravitationnelles. Cette découverte a valu aux deux auteurs le prix Nobel de physique en 1993. Plusieurs autres pulsars binaires ont également mis en évidence l'existence des ondes gravitationnelles, comme PSR J0751+1807, PSR B1534+12 et plus récemment le pulsar double PSR J0737-3039, qui représente d'ailleurs à ce jour le système le plus compact et celui permettant le plus grand nombre de tests de la relativité générale en régime dit de champ fort, c'est-à-dire où le champ gravitationnel est très significativement plus intense que dans le Système solaire.

D'une manière générale, les pulsars binaires permettent de mettre en évidence quantité d'effets de relativité générale comme le phénomène de précession du périastre, dont l'amplitude peut être considérable (plus de 4 degré par an pour PSR B1913+16, contre 43 secondes d'arc par siècle pour Mercure), et l'effet Shapiro. De ce fait, les éphémérides de ces systèmes ne donnent pas uniquement les paramètres orbitaux usuels (aussi appelés paramètres képlériens), mais aussi les effets de relativité générale, appelés dans ce contexte paramètres post-képlériens. Un avantage de la mise en évidence des paramètres post-képlériens est qu'il dépendent uniquement des paramètres képlériens (faciles à mesurer en général) et de la masse des membres du système binaire. Or ces paramètres post-képlériens sont, dans les configurations les plus favorables, en nombre supérieur à deux, alors qu'une fois les paramètres képlériens connus, ils ne dépendent que de deux paramètres, à savoir les masses des deux corps. Cela permet ainsi de tester les prédictions de la relativité générale, car elle prédit que les paramètres post-képériens ne peuvent pas prendre des valeurs complètement arbitraires, mais dépendent des masses des deux corps. Toutes les observations disponibles aujourd'hui indiquent cependant un accord entre les prédictions de la relativité générale et les valeurs observées. Tout aussi intéressant est le fait que ces paramètres permettent en réalité de mesurer presque directement les masses des composantes d'un pulsar binaire a une précision extraordinaire. Par exemple, dans le cas de PSR B1913+16, les masses des deux composantes (deux étoiles à neutrons) sont connues à environ 10^-4 près. Une précision similaire est obtenue pour PSR B1534+12 et PSR J0737-3039, pour lesquels des masses proches de la masse de Chandrasekhar est obtenue, conformément aux modèles de formation des étoiles à neutrons.

De plus, les pulsars binaires en orbite serrée permettent d'évaluer l'importance de la population de systèmes binaires serrés dont les deux composantes sont des objets compacts. Ceci permet d'estimer la fréquence des coalescences que l'on peut espérer détecter à l'aide de détecteurs d'ondes gravitationnelles tels VIRGO, LIGO ou leurs successeurs. Les pulsars binaires ne permettent cependant pas de déterminer la population de systèmes comprenant deux trous noirs, qui sont plus intéressants pour la mise en évidence d'ondes

Liste de Pulsars notables

Cette page recense divers pulsars présentant un intérêt notable en astrophysique.

Désignation Notes $P$ (s) $dot P$ (s·s^-1) Âge caractéristique (années)
PSR B0042-73 Premier pulsar détecté dans le Petit Nuage de Magellan
Pulsar binaire 0,926275835356(15) 4,486(1)×10^-15
PSR J0100-7211 Pulsar X anormal 8,020392(9) 1,88(8)×10^-11
PSR J0142+61 Pulsar X anormal 8,68832973(8) 1,960(2)×10^-12
PSR J0205+6449 Pulsar associé à la supernova historique SN 1181
Pulsar jeune
Pulsar X 0,06568638162(2) 1.9393(4)×10^-13
PSR J0218+4232 Pulsar binaire
Pulsar milliseconde 0,0023230904564(1) 7,5(1)×10^-20
PSR B0329+54 Premier pulsar dont le signal a été détecté, sans être à l'époque effectivement découvert, par un instrument terrestre
Émission présentant une microstructure observable 0,71451866398(1) 2,04959(8)×10^-15
PSR J0437-4715 Pulsar binaire
Pulsar milliseconde
Parallaxe chronométrique connue
Système mettant en évidence l'effet Shklovski 0,005757451819356(4) 5,709(10)×10^-22
300 Ga
PSR 0525+21 Pulsar à longue période
Présente des glitches
Émission présentant une microstructure observable 3,74552134032(1) 4,00321(6)×10^-14
SGR 0526-66 Sursauteur gamma mou 8,0470(2) 6,5(5)×10^-11
PSR B0531+21 (Pulsar du Crabe) Issu de la supernova historique SN 1054
Indice de freinage connu
Pulsar optique
Pulsar gamma
Présente des glitches 0,0334033474094(2) 4,209599(2)×10^-13
PSR J0537-6910 Pulsar jeune
Plus haute vitesse de rotation pour un pulsar non recyclé
Premier pulsar dont un glitch a été prédit
Pulsar extragalactique
Rémanent associé connu 0,01611548182(2) 5,1271×10^-14
PSR B0540-69 Indice de freinage connu
Premier pulsar extragalactique (dans le Grand Nuage de Magellan)
Pulsar jeune
Pulsar optique
Rémanent associé connu 0,050377106869(8) 4,790593(8)×10^-13
PSR J0633+1746 (Geminga) Pulsar proche (parallaxe connue)
Pulsar optique
Pulsar gamma 0,237 1,097×10^-14
PSR J0737-3039 Premier pulsar double
Système binaire contenant au moins un pulsar avec l'orbite la plus resserrée connue
Binaire à éclipses
Pulsar donc le rayonnement gravitationnel est observé
PSR J0751+1807 Pulsar binaire
Pulsar milliseconde
Pulsar recyclé
Pulsar le plus massif connu
Pulsar binaire
Pulsar donc le rayonnement gravitationnel est observé 0,00347877078151(1) 8,0(8)×10^-21
PSR B0823+26 Pulsar proche (parallaxe connue) 0,530660797580(8) 1,7094(4)×10^-15
PSR B0820+02 Premier pulsar faisant partie d'un système binaire à faible excentricité orbitale 0,86487275188(4) 1,039(3)×10^-16
PSR B0833-45 (Pulsar de Vela) Pulsar jeune
Présente des glitches
Pulsar optique
Pulsar gamma
Émission présentant une microstructure observable 0,089308556629(5) 1,2484(2)×10^-13
AX J0851.9-4617 (Vela Junior) Pulsar jeune ? ?
PSR B0950+08 Pulsar proche (parallaxe connue)
Premier pulsar dont la rotation de Faraday a été effectuée
Émission présentant une microstructure observable 0,25306506819(3) 2,2915(10)×10^-16
Cen X-3 (étoile de Krzeminski) Premier pulsar X
PSR B1046-58 Pulsar jeune
Pulsar gamma 0,12365260727(2) 9,59265(8)×10^-14
1E 1048.1-5937 Pulsar X anormal
Binaire X à forte masse 6,45207658(54) 2,70×10^-11 (?)
PSR B1055-52 Pulsar gamma 0,197107608187(15) 5,8335×10^-15
PSR J1119-6127 Pulsar jeune
Pulsar à très fort champ magnétique
PSR J1124-5916 Pulsar jeune
Pulsar à très fort champ magnétique 0,1353140449(2) 7,471(2)×10^-13
PSR B1133+16 Premier pulsar au mouvement propre mesuré
Pulsar dont une partie du ralentissement est dû à l'effet Shklovski
Émission présentant une microstructure observable 1,18791153608(4) 3,73273(5)×10^-15
PSR J1210-5209 Pulsar soupçonné d'être une étoile étrange
Rémanent associé connu 0,424129 1,9(1,2)×10^-14
PSR B1257+12 Premier pulsar (et première étoile autre que le Soleil) autour duquel des planètes extrasolaires ont été découvertes 0,0062185319388187(2) 1,14334(6)×10^-19
PSR B1259-63 Pulsar binaire à haute excentricité orbitale
Pulsar gamma
Binaire à éclipses 0,0477623381594(10) 2,2750(3)×10^-15
PSR 1451-68 Pulsar proche (parallaxe connue) 0,263376778654(2) 9,878(2)×10^-20
PSR B1508+55 distance: 7700 al; grande vitesse: 1100 km/s 0.7396812656680000 5.0078000e-15 10^6.369
PSR B1509-58 Indice de freinage connu
Pulsar jeune
Pulsar optique
Pulsar gamma
Rémanent associé connu 0,15065755092(2) 1,5365291(1)×10^-12 10^3.191
PSR B1534+12 Pulsar binaire
Pulsar milliseconde
Parallaxe connue
accélération séculaire connue
Pulsar donc le rayonnement gravitationnel est observé 0,0379044403665(3) 2,43(8)×10^-18
PSR 1620-26 Second pulsar découvert dans un amas globulaire (M4)
Système binaire
Possède une exoplanète 0,01107575087644 7,904(2)×10^-19
SGR 1627-41 Sursauteur gamma mou 6,41318(3)? ?
X1627-673 Binaire X à faible masse 7,7 ?
PSR B1641-45 Présente des glitches
Maser naturel à OH 0,455059775403(10) 2,00902(6)×10^-14
PSR B1706-44 Pulsar jeune
Pulsar X
Pulsar gamma
Présente des glitches
Rémanent associé connu 0,102449749380(3) 9,30400(2)×10^-14
RX J170849.0-400910 Pulsar X anormal
Binaire X 10,9990355(6) 1,945(2)×10^-11
PSR J1713+0747 Pulsar milliseconde
Parallaxe chronométrique connue 0,0045701365229179(8) 8,52(2)×10^-21
XTE J1739-285 Pulsar animé de la plus haute vitesse de rotation connue (non confirmée) 0,0008913(?) ?
PSR J1808-2024 (SGR 1806-20) Sursauteur gamma mou
Astre ayant produit la plus violente libération d'énergie de la Galaxie depuis le début de l'ère télescopique (magnitude absolue de -29). 7,55592(5) 5,49(9)×10^-10
PSR J1808-3658 Pulsar binaire
Premier pulsar milliseconde accrétant de la matière (en phase de recyclage)
Pulsar soupçonné d'être une étoile étrange 0,00249 ?
PSR J1809-1943 Pulsar X anormal 5,539425(16) 8,1(7)×10^-12
PSR J1811-1926 Pulsar jeune
Pulsar possiblement associé à la supernova historique SN 386 0,06466702(5) 4,40(4)×10^-14
PSR B1821-24 Premier pulsar découvert dans un amas globulaire (M28) 0,0030543146293258(6) 1,61845(5)×10^-18
PSR B1829-10 Premier pulsar autour duquel la découverte d'une planète extrasolaire a été annoncée (infirmée depuis) 0,330353559543(8) 4,2056(2)×10^-15
PSR J1841-0456 Pulsar X anormal
Rémanent associé connu 11,7750542(1) 4,1551(14)×10^-11
PSR J1845-0258 Pulsar X anormal 6,97127(28) ?
PSR J1846-0258 Pulsar jeune
rémanent associé connu (Kesteven 75) 0,3256842488 7,0833×10^-12
PSR B1855+09 Parallaxe chronométrique connue 0,0053621004540415(3) 1,78363(8)×10^-20
1ES 1853-37.9 7,055 ? (< 1,9×10^-12
SGR 1900+14 Sursauteur gamma mou 5,16891778(21) 7,783(8)×10^-11
PSR J1906+0746 Pulsar binaire en orbite serrée
Pulsar jeune 0,144071929982(3) 2,0280(2)×10^-14
PSR B1913+16 Premier pulsar binaire, ayant permis de tester l'émission de rayonnement gravitationnel prédit par la relativité générale 0,059029997929613(7) 8,62713(8)×10^-18
PSR B1919+21 Premier pulsar détecté
Émission présentant une microstructure observable 1,337301192269(6) 1,34809(5)×10^-15
PSR B1929+10 Premier pulsar à parallaxe mesurée
Émission présentant une microstructure observable 0,226517820862(2) 1,15661(12)×10^-15
PSR B1937+21 Premier pulsar milliseconde détecté
Parallaxe chronométrique connue 0,0015578064688198(2) 1,05119(1)×10^-19
PSR B1951+32 Pulsar gamma 0,03952975916(5) 5,8374(7)×10^-15
PSR B1957+20 Pulsar binaire à courte période orbitale
Binaire à éclipses 0,0016074016848063(3) 1,68515(9)×10^-20
PSR B2111+46 Pulsar à mouvement propre très élevé 1,014684902209(12) 7,115(6)×10^-16
PSR J2144-3933 Pulsar à rotation lente 2,8366(1) ?
PSR B2127-11A Pulsar situé dans un amas globulaire (M15)
Pulsar présentant une accélération séculaire 0,1106647087715(6) -2,107(3)×10^-17
PSR B2127-11D Pulsar milliseconde
Pulsar situé dans un amas globulaire (M15)
Pulsar présentant une accélération séculaire 0,0048028043457 -1.075(12)×10^-17
PSR B2217+47 Indice de freinage connu 0,5384692479485(19) 2,76503(9)×10^-15
PSR J2301+5852 Binaire X à forte masse
Pulsar X anormal
Rémanent associé connu 6,9789484460(39) 4,8430(8)×10^-13
PSR B2303+46 Pulsar binaire à forte excentricité orbitale 1,066371071565(16) 5.6909(20)×10^-16
PSR B2319+60 2,25648786737(4) 7,037(2)×10^-15

Désignation	Notes	$P$ (s)	$dot P$ (s·s^-1)	Âge caractéristique (années)
PSR B0042-73	Premier pulsar détecté dans le Petit Nuage de Magellan Pulsar binaire	0,926275835356(15)	4,486(1)×10^-15
PSR J0100-7211	Pulsar X anormal	8,020392(9)	1,88(8)×10^-11
PSR J0142+61	Pulsar X anormal	8,68832973(8)	1,960(2)×10^-12
PSR J0205+6449	Pulsar associé à la supernova historique SN 1181 Pulsar jeune Pulsar X	0,06568638162(2)	1.9393(4)×10^-13
PSR J0218+4232	Pulsar binaire Pulsar milliseconde	0,0023230904564(1)	7,5(1)×10^-20
PSR B0329+54	Premier pulsar dont le signal a été détecté, sans être à l'époque effectivement découvert, par un instrument terrestre Émission présentant une microstructure observable	0,71451866398(1)	2,04959(8)×10^-15
PSR J0437-4715	Pulsar binaire Pulsar milliseconde Parallaxe chronométrique connue Système mettant en évidence l'effet Shklovski	0,005757451819356(4)	5,709(10)×10^-22 300 Ga
PSR 0525+21	Pulsar à longue période Présente des glitches Émission présentant une microstructure observable	3,74552134032(1)	4,00321(6)×10^-14
SGR 0526-66	Sursauteur gamma mou	8,0470(2)	6,5(5)×10^-11
PSR B0531+21 (Pulsar du Crabe)	Issu de la supernova historique SN 1054 Indice de freinage connu Pulsar optique Pulsar gamma Présente des glitches	0,0334033474094(2)	4,209599(2)×10^-13
PSR J0537-6910	Pulsar jeune Plus haute vitesse de rotation pour un pulsar non recyclé Premier pulsar dont un glitch a été prédit Pulsar extragalactique Rémanent associé connu	0,01611548182(2)	5,1271×10^-14
PSR B0540-69	Indice de freinage connu Premier pulsar extragalactique (dans le Grand Nuage de Magellan) Pulsar jeune Pulsar optique Rémanent associé connu	0,050377106869(8)	4,790593(8)×10^-13
PSR J0633+1746 (Geminga)	Pulsar proche (parallaxe connue) Pulsar optique Pulsar gamma	0,237	1,097×10^-14
PSR J0737-3039	Premier pulsar double Système binaire contenant au moins un pulsar avec l'orbite la plus resserrée connue Binaire à éclipses Pulsar donc le rayonnement gravitationnel est observé
PSR J0751+1807	Pulsar binaire Pulsar milliseconde Pulsar recyclé Pulsar le plus massif connu Pulsar binaire Pulsar donc le rayonnement gravitationnel est observé	0,00347877078151(1)	8,0(8)×10^-21
PSR B0823+26	Pulsar proche (parallaxe connue)	0,530660797580(8)	1,7094(4)×10^-15
PSR B0820+02	Premier pulsar faisant partie d'un système binaire à faible excentricité orbitale	0,86487275188(4)	1,039(3)×10^-16
PSR B0833-45 (Pulsar de Vela)	Pulsar jeune Présente des glitches Pulsar optique Pulsar gamma Émission présentant une microstructure observable	0,089308556629(5)	1,2484(2)×10^-13
AX J0851.9-4617 (Vela Junior)	Pulsar jeune	?	?
PSR B0950+08	Pulsar proche (parallaxe connue) Premier pulsar dont la rotation de Faraday a été effectuée Émission présentant une microstructure observable	0,25306506819(3)	2,2915(10)×10^-16
Cen X-3 (étoile de Krzeminski)	Premier pulsar X
PSR B1046-58	Pulsar jeune Pulsar gamma	0,12365260727(2)	9,59265(8)×10^-14
1E 1048.1-5937	Pulsar X anormal Binaire X à forte masse	6,45207658(54)	2,70×10^-11 (?)
PSR B1055-52	Pulsar gamma	0,197107608187(15)	5,8335×10^-15
PSR J1119-6127	Pulsar jeune Pulsar à très fort champ magnétique
PSR J1124-5916	Pulsar jeune Pulsar à très fort champ magnétique	0,1353140449(2)	7,471(2)×10^-13
PSR B1133+16	Premier pulsar au mouvement propre mesuré Pulsar dont une partie du ralentissement est dû à l'effet Shklovski Émission présentant une microstructure observable	1,18791153608(4)	3,73273(5)×10^-15
PSR J1210-5209	Pulsar soupçonné d'être une étoile étrange Rémanent associé connu	0,424129	1,9(1,2)×10^-14
PSR B1257+12	Premier pulsar (et première étoile autre que le Soleil) autour duquel des planètes extrasolaires ont été découvertes	0,0062185319388187(2)	1,14334(6)×10^-19
PSR B1259-63	Pulsar binaire à haute excentricité orbitale Pulsar gamma Binaire à éclipses	0,0477623381594(10)	2,2750(3)×10^-15
PSR 1451-68	Pulsar proche (parallaxe connue)	0,263376778654(2)	9,878(2)×10^-20
PSR B1508+55	distance: 7700 al; grande vitesse: 1100 km/s	0.7396812656680000	5.0078000e-15	10^6.369
PSR B1509-58	Indice de freinage connu Pulsar jeune Pulsar optique Pulsar gamma Rémanent associé connu	0,15065755092(2)	1,5365291(1)×10^-12	10^3.191
PSR B1534+12	Pulsar binaire Pulsar milliseconde Parallaxe connue accélération séculaire connue Pulsar donc le rayonnement gravitationnel est observé	0,0379044403665(3)	2,43(8)×10^-18
PSR 1620-26	Second pulsar découvert dans un amas globulaire (M4) Système binaire Possède une exoplanète	0,01107575087644	7,904(2)×10^-19
SGR 1627-41	Sursauteur gamma mou	6,41318(3)?	?
X1627-673	Binaire X à faible masse	7,7	?
PSR B1641-45	Présente des glitches Maser naturel à OH	0,455059775403(10)	2,00902(6)×10^-14
PSR B1706-44	Pulsar jeune Pulsar X Pulsar gamma Présente des glitches Rémanent associé connu	0,102449749380(3)	9,30400(2)×10^-14
RX J170849.0-400910	Pulsar X anormal Binaire X	10,9990355(6)	1,945(2)×10^-11
PSR J1713+0747	Pulsar milliseconde Parallaxe chronométrique connue	0,0045701365229179(8)	8,52(2)×10^-21
XTE J1739-285	Pulsar animé de la plus haute vitesse de rotation connue (non confirmée)	0,0008913(?)	?
PSR J1808-2024 (SGR 1806-20)	Sursauteur gamma mou Astre ayant produit la plus violente libération d'énergie de la Galaxie depuis le début de l'ère télescopique (magnitude absolue de -29).	7,55592(5)	5,49(9)×10^-10
PSR J1808-3658	Pulsar binaire Premier pulsar milliseconde accrétant de la matière (en phase de recyclage) Pulsar soupçonné d'être une étoile étrange	0,00249	?
PSR J1809-1943	Pulsar X anormal	5,539425(16)	8,1(7)×10^-12
PSR J1811-1926	Pulsar jeune Pulsar possiblement associé à la supernova historique SN 386	0,06466702(5)	4,40(4)×10^-14
PSR B1821-24	Premier pulsar découvert dans un amas globulaire (M28)	0,0030543146293258(6)	1,61845(5)×10^-18
PSR B1829-10	Premier pulsar autour duquel la découverte d'une planète extrasolaire a été annoncée (infirmée depuis)	0,330353559543(8)	4,2056(2)×10^-15
PSR J1841-0456	Pulsar X anormal Rémanent associé connu	11,7750542(1)	4,1551(14)×10^-11
PSR J1845-0258	Pulsar X anormal	6,97127(28)	?
PSR J1846-0258	Pulsar jeune rémanent associé connu (Kesteven 75)	0,3256842488	7,0833×10^-12
PSR B1855+09	Parallaxe chronométrique connue	0,0053621004540415(3)	1,78363(8)×10^-20
1ES 1853-37.9		7,055	? (< 1,9×10^-12
SGR 1900+14	Sursauteur gamma mou	5,16891778(21)	7,783(8)×10^-11
PSR J1906+0746	Pulsar binaire en orbite serrée Pulsar jeune	0,144071929982(3)	2,0280(2)×10^-14
PSR B1913+16	Premier pulsar binaire, ayant permis de tester l'émission de rayonnement gravitationnel prédit par la relativité générale	0,059029997929613(7)	8,62713(8)×10^-18
PSR B1919+21	Premier pulsar détecté Émission présentant une microstructure observable	1,337301192269(6)	1,34809(5)×10^-15
PSR B1929+10	Premier pulsar à parallaxe mesurée Émission présentant une microstructure observable	0,226517820862(2)	1,15661(12)×10^-15
PSR B1937+21	Premier pulsar milliseconde détecté Parallaxe chronométrique connue	0,0015578064688198(2)	1,05119(1)×10^-19
PSR B1951+32	Pulsar gamma	0,03952975916(5)	5,8374(7)×10^-15
PSR B1957+20	Pulsar binaire à courte période orbitale Binaire à éclipses	0,0016074016848063(3)	1,68515(9)×10^-20
PSR B2111+46	Pulsar à mouvement propre très élevé	1,014684902209(12)	7,115(6)×10^-16
PSR J2144-3933	Pulsar à rotation lente	2,8366(1)	?
PSR B2127-11A	Pulsar situé dans un amas globulaire (M15) Pulsar présentant une accélération séculaire	0,1106647087715(6)	-2,107(3)×10^-17
PSR B2127-11D	Pulsar milliseconde Pulsar situé dans un amas globulaire (M15) Pulsar présentant une accélération séculaire	0,0048028043457	-1.075(12)×10^-17
PSR B2217+47	Indice de freinage connu	0,5384692479485(19)	2,76503(9)×10^-15
PSR J2301+5852	Binaire X à forte masse Pulsar X anormal Rémanent associé connu	6,9789484460(39)	4,8430(8)×10^-13
PSR B2303+46	Pulsar binaire à forte excentricité orbitale	1,066371071565(16)	5.6909(20)×10^-16
PSR B2319+60		2,25648786737(4)	7,037(2)×10^-15

Ajouter un commentaire
4471 lectures

Les étoiles à neutrons

Phénomènes célestes

Sélection vidéo

Etoile à neutrons

Une étoile à neutrons est le résultat de l'effondrement d'une étoile massive sous l'effet de sa propre gravité, lorsqu'elle a épuisé tout son combustible nucléaire. Selon la masse du noyau qui s'effondre, il se forme, par ordre croissant de masse, soit une naine blanche, soit une étoile à neutrons, soit un trou noir. La libération d'énergie qui en résulte produit une supernova de type II, Ib ou Ic.

Selon les circonstances, une étoile à neutrons peut se manifester sous divers aspects. Si elle tourne rapidement sur elle-même et qu'elle développe un puissant champ magnétique, elle projette alors le long de son axe magnétique un mince pinceau de radiations, et un observateur placé approximativement dans la direction de cet axe observera un pulsar ou un magnétar, dépendant de la vitesse de rotation et de l'intensité du champ magnétique. Si elle fait partie d'un système binaire, elle pourra alors apparaître comme un pulsar X ou une source à sursauts γ, si de la matière gazeuse issue de son compagnon tombe régulièrement à sa surface. Dans les autres cas, une étoile à neutrons est quasiment invisible à cause de sa très faible taille, qui n'est que de quelques dizaines de kilomètres de diamètre maximum, en raison de sa densité extrêmement importante.

Historique

Dans les années 1920, Arthur Eddington, travaillant sur la structure et l'évolution stellaire, ne parvenait pas à résoudre le problème de la fin de vie des étoiles, lorsque celles-ci ont épuisé leur combustible nucléaire. En 1930, lors de son long voyage en paquebot l'amenant d'Inde à l'université de Cambridge, Chandrasekhar, qui n'avait alors que 20 ans, reprit ce problème en supposant que :

le gaz d'électrons au cœur de ces étoiles était un gaz parfait ;
les électrons étaient relativistes, ce que Eddington n'avait pas considéré.

Il trouva alors que la masse maximum M_limite d'une naine blanche valait :

$\textstyle{M_{limite} = \frac{5,76}{\mu_e^2} M_S}$ avec µ_e = masse atomique moyenne par électron de l'étoile, et M_S étant la masse du Soleil.

Ce résultat fit grand bruit, non seulement parce que c'était un jeune étudiant de 20 ans qui avait résolu un problème sur lequel avait buté Eddington, le grand astrophysicien de l'époque, mais aussi parce qu'une masse limite était fixée pour ces étoiles, et que cette masse limite ne dépendait que d'une combinaison de constantes fondamentales (5,76) et de μ_e, correspondant à la composition chimique et au taux d'ionisation de l'étoile. Cette limite est maintenant appelée limite de Chandrasekhar, ou M_Ch.

Les équations montraient également que le rayon d'une naine blanche diminue lorsque sa masse augmente, l'équation liant ces deux paramètres étant de la forme : $\textstyle{R = \sqrt[3] {\frac{K}{M}}}$ , K étant une constante. Ce résultat paradoxal s'explique par le fait que l'accroissement du rayon dû à l'augmentation de matière est négligeable devant la réduction du rayon due à la compression supplémentaire provoquée par l'augmentation de la gravité. En conséquence, la densité d'une naine blanche augmente considérablement quand sa masse augmente, puisque sa taille se réduit en même temps. Les équations prévoyaient que lorsque la masse d'une naine blanche tend vers M_Ch, sa densité tend vers l'infini et son rayon vers zéro^[1]. Pour éviter cette singularité, il fut admis un temps que, lors de la fin de vie d'une étoile massive, l'expulsion de matière était toujours telle qu'au moment de l'effondrement la masse du noyau était toujours inférieure à M_Ch. Il faut signaler qu'à cette époque le neutron n'était pas encore découvert.

Ce furent Zwicky et Baade, qui, les premiers en 1934, envisagèrent l'effondrement d'un cœur d'étoile d'une masse supérieure à M_Ch^[2]. La dégénérescence des électrons ne parvenant plus à arrêter la contraction du cœur, ils s'unissent alors aux protons, qui se transforment en neutrons. Lorsque ces neutrons sont complètement dégénérés, c'est-à-dire, lorsqu'ils occupent toutes les cellules élémentaires permises, ne pouvant enfreindre le principe d'exclusion de Pauli, ils exercent alors une pression d'origine non-thermique, capable d'interrompre l'effondrement gravitationnel, ce phénomène apparaissant pour des masses volumiques de l'ordre de 10¹⁷ kg/m³. Ce scénario est d'autant plus remarquable, qu'il fut décrit et mis en équation, bien avant qu'une étoile à neutrons ne fût observée, puisque le premier pulsar découvert (CP 1919) ne le fut qu'en 1967.

Masse limite

M_Ch définit la frontière entre les naines blanches et les étoiles à neutrons. Son équation étant : $\textstyle{M_{Ch} = \frac{5,76}{\mu_e^2} M_S}$ , pour en obtenir une valeur numérique, il suffit de connaître μ_e, qui est la masse atomique moyenne par électron de l'étoile. Mais en pratique, ce paramètre est difficile à apprécier, car il dépend principalement de la composition chimique de l'étoile et du degré d'ionisation, qui peut être considérée ici comme totale. Or, à ce stade, l'étoile est passée par les phases de combustion de l'hydrogène, de l'hélium, du carbone, du néon, etc. jusqu'au fer, et sa composition chimique est complexe, les noyaux de masses atomiques comprises entre 50 et 60, et parmi eux principalement le fer, étant sans doute majoritairement représentés. De plus ce paramètre n'est sans doute pas le même en tout point de l'étoile.

Ainsi, à titre d'exemple, pour le Soleil^[3] :

μ_e = 1,18 pour l'ensemble de l'astre.
μ_e = 1,54 au centre de l'astre^[4].

En prenant μ_e = 2, on obtient : M_Ch = 1,44 M_S. Cette valeur, calculée grâce à quelques approximations effectuées dans un contexte purement théorique (le gaz d'électrons est un gaz parfait, et μ_e = 2), s'est révélée par la suite remarquablement conforme aux résultats ultérieurs fournis par les observations. En effet, les masses des étoiles à neutrons qui ont pu être mesurées sont très proches de 1,4 M_S. Toutes ces étoiles appartiennent à un système double (c'est la condition pour qu'on puisse en mesurer la masse), même si, dans le tableau ci-dessous, la masse de leurs compagnons n'a pas toujours été indiquée. Certains de ces compagnons sont vraisemblablement eux-mêmes des étoiles à neutrons.

Nom de l'étoile	Masse	Type	Compagnon	Commentaires
Masses de quelques étoiles à neutrons (en masse solaire M_S) classées par ordre croissant
Her X-1	0,98 M_S	Pulsar X	1,99 M_S	Découvert en 1971, période de 1,24 s
SMC X-1	1,06 M_S	Pulsar X	16,80 M_S
Cen X-3	1,06 M_S	Pulsar X	19,80 M_S	Découvert en 1971, période de 4,84 s
PSR B1802-07	1,26 M_S	Pulsar Radio	1,99 M_S
PSR B2303+46	1,32 M_S	Pulsar Radio	1,36 M_S
PSR B1534+12	1,33 M_S	Pulsar Radio	1,33 M_S
PSR J1713+07	1,33 M_S	Pulsar Radio
PSR B2127+11C	1,35 M_S	Pulsar Radio	1,37 M_S
LMC X-4	1,38 M_S	Pulsar X	14,70 M_S
PSR B1855+09	1,41 M_S	Pulsar Radio
PSR B1913+16	1,44 M_S	Pulsar Radio	1,39 M_S	Pulsar double, mais vu de la Terre, le compagnon est muet
PSR J1045-4509	1,50 M_S	Pulsar Radio
PSR J0437-4715	1,51 M_S	Pulsar Radio
PSR J2019+2425	1,51 M_S	Pulsar Radio
PSR B1518+49	1,56 M_S	Pulsar Radio	1,05 M_S
PSR J0045-7319	1,56 M_S	Pulsar Radio
PSR J1012+5307	1,69 M_S	Pulsar Radio
PSR J1804-271B	1,74 M_S	Pulsar Radio
Vela X-1	1,77 M_S	Pulsar X	23,00 M_S
4UI538-52	1,80 M_S	Pulsar X	16,90 M_S

Sources : Université de Heidelberg ( http://www.lsw.uni-heidelberg.de/users/mcamenzi/NS_Mass.html ) et Philip Charles et Frederick Seward, in Exploring the X-Ray Universe pages 164 et 165.

La valeur moyenne de ces masses est de 1,43 M_S, et leur écart type de 0,23 M_S.

Malgré ces résultats proches de la théorie, on pourrait s'étonner de trouver des étoiles à neutrons de masse inférieure à M_Ch, car la théorie annonce qu'au moment de l'effondrement, il faut que la masse du noyau soit supérieure à cette valeur pour aboutir à une étoile à neutrons. Un noyau moins massif devrait finir en naine blanche. En fait, en 1939, Robert Oppenheimer et son collègue canadien George Volkoff de l'Université de Berkeley avaient été les premiers à calculer les configurations d'équilibre des étoiles à neutrons, à partir d'une équation d'état prenant en compte un gaz relativiste dégénéré. Ils trouvèrent qu'une étoile à neutrons est stable, c'est-à-dire qu'elle conserve son état d'étoile à neutrons, pour des masses comprises entre 0,1 M_S et 2 à 3 M_S^[5]. Cette limite supérieure est d'ailleurs appelée Masse de Oppenheimer-Volkoff ou M_OC^[6]. Au delà de cette limite, un corps froid ne peut conserver sa stabilité et s'effondrerait en un trou noir.

Ce résultat ne remet pas en cause la limite de Chandrasekhar (lors d'un effondrement gravitationnel il faut que la masse soit supérieure à M_Ch pour former une étoile à neutrons), mais il permet de prévoir deux situations :

si une étoile à neutrons « normale » (de masse > M_Ch) perdait de la matière pour une raison quelconque, elle conserverait sa nature d'étoile à neutrons jusqu'à 0,1 M_S. Normalement aucun phénomène ne permettrait cette perte massive, mais c'est une sorte d'expérience par la pensée.
si, dans un processus explosif, une masse de matière supérieure à 0,1 M_S (mais supposée < M_Ch) se trouvait comprimée par l'explosion jusqu'à l'état d'étoile à neutrons, une fois l'onde de choc passée, cette matière continuerait d'exister sous cette forme. C'est un scénario tout à fait plausible à partir de l'explosion des supernovas, dans lequel le coeur comprimé peut fort bien avoir une masse inférieure à celle de Chandrasekhar, comme celles indiquées dans le tableau.

Bien que cela expliquerait simplement les valeurs inférieures à M_Ch, il ne faut pas oublier que sa valeur usuelle de 1,4 ou 1,44 M_S dépend en fait de la masse atomique moyenne par électron de la matière, qui précisément augmente fortement dans les derniers stades d'une étoile massive ! Faisant ainsi diminuer la masse "réelle" de M_Ch. Il faut aussi prendre en compte que les étoiles à neutrons sont le résultat non seulement de l'effondrement du coeur de l'étoile, mais aussi de l'accrétion des couches qui n'ont pas été éjectées, ce qui suggère que l'effondrement se produit avec une masse initialement encore plus petite que celles finalement observées.
La gamme des valeurs entre ~1 M_S et cette valeur théorique inférieure, en deça de laquelle la gravité ne permet plus un confinement en étoile à neutrons (indiquée comme étant de 0,09 M_S^[7]), semble "vide" : on n'a pas détecté jusqu'à ce jour d'étoile à neutrons « naine ». Ce serait en toute rigueur des étoiles à neutrons de faible masse, mais plus grandes, de par la relation inverse taille/masse (voir ci-dessous), jusqu'aux environs de 1000 km pour 0,1 M_S.

Les valeurs mesurées légèrement inférieures à M_Ch, figurant dans le tableau, pourraient être expliquées par les approximations de la théorie et les incertitudes de mesure des observations (voir [1] pour les plages d'incertitude).

Taille

**Rayon = fonction (Masse)**
Masse en M_S	Rayon en km
0,5 M_S	20 km
1 M_S	16 km
1,4 M_S	14,3 km
2 M_S	12,7 km
3 M_S	11 km
5 M_S	9,4 km

Tout comme les naines blanches, les étoiles à neutrons ont un rayon qui varie de façon inversement proportionnelle à leur masse. Si l'on suppose que la force gravitationnelle est compensée par un gaz parfait de neutrons dégénérés, le rayon R d'une étoile à neutrons est donné par la formule :

$\textstyle{R\ (en\ km) = 16 \sqrt[3] \frac{M_S}{M}}$ ^[8].

La valeur numérique 16 n'est issue ici que d'une combinaison de constantes physiques fondamentales, sans avoir à apprécier, comme pour les naines blanches, le paramètre μ_e, puisqu'il est remplacé dans ce cas par Y_e, poids moléculaire moyen par neutron de l'étoile, qui vaut 1 par définition. Il faut souligner néanmoins que ce résultat est à ce jour très approximatif, car il repose sur des suppositions discutables : interactions entre neutrons et effets relativistes ignorés, méconnaissance du comportement de la matière pour des masses volumiques supérieures à 10¹⁷kg/m³.

Malgré tout, pour donner un ordre d'idée de la valeur du rayon de ces étoiles et de la façon dont elle varie, le tableau ci-dessous indique la valeur des rayons pour quelques valeurs de masse d'une étoile à neutrons, sans préjuger si ces masses sont compatibles ou pas avec ces corps.

Une étoile à neutrons est environ 2000 fois plus petite qu'une naine blanche. On retrouve toutefois le comportement paradoxal de ces dernières : le rayon de l'étoile diminue quand sa masse augmente. Cela s'explique par le fait que la tendance à l'accroissement du rayon dû à l'ajout de matière est moindre que la réduction du rayon due à la compression supplémentaire subie par l'étoile, suite à l'augmentation de la gravité provoquée par cet ajout de matière.

Limite avec les trous noirs

À cause de sa petite taille et de sa densité élevée, une étoile à neutrons de taille « classique » possède à sa surface un champ de gravité environ 2×10¹¹ (200 milliards) de fois plus important que celui régnant sur la Terre, et sa vitesse de libération est de l'ordre de la moitié de la vitesse de la lumière. Il est facile d'imaginer que si on lui rajoute de la matière, son champ de gravité augmentera rapidement à cause de l'augmentation de la masse et de la réduction du rayon. Lorsque sa vitesse de libération atteindra celle de la lumière, l'étoile à neutrons sera devenue un trou noir.

Cette masse maximum d'une étoile à neutrons, à la frontière avec les trous noirs, est difficile à calculer et même à apprécier, en raison, en particulier, de notre méconnaissance de la compressibilité de la matière à ces très hautes densités. On estime que cette valeur se situe probablement aux environs de 3 M_S, et qu'elle est presque certainement inférieure à 5 M_S, montrant ainsi notre grande incertitude dans ces domaines extrêmes.

Composition

La matière à la surface d'une étoile à neutrons est composée de noyaux atomiques ionisés et d'électrons. En se rapprochant du centre, ces noyaux sont de plus en plus riches en neutrons, de tels noyaux se désintégreraient rapidement sur Terre, mais sont stabilisés par la pression gigantesque qui y règne. Encore plus profondément, on arrive à un point où la pression n'arrive plus à stabiliser les noyaux ce qui permet aux neutrons de se dissocier des noyaux atomiques. Dans cette région la matière est composée d'électrons, de noyaux atomiques (déliquescents) et de neutrons libres.

La nature exacte de la matière superdense existant dans le noyau d'une étoile à neutrons n'est pas encore bien connue. Vraisemblablement, elle se compose de trois couches, nommées par analogie avec la Terre :

une croûte extérieure solide, épaisse d'environ 1 km,
un manteau qui pourrait contenir un mélange superfluide de neutrons, d'électrons et d'un peu de protons, parfois appelé neutronium dans la littérature populaire,
un noyau d'environ 1 km de rayon, peut-être composé d'hypérons ; d'autres particules, telles que des pions ou des kaons, pourraient aussi être présentes, mais actuellement, ceci n'a pu être ni confirmé ni infirmé par des observations.

Vitesse de rotation

Une autre caractéristique des étoiles à neutrons est leur rotation extrêmement rapide. Leur période de rotation varie généralement entre 30 secondes et un centième de seconde. Ceci s'explique par la conservation du moment angulaire : au fur et à mesure que l'étoile se contracte, sa vitesse de rotation augmente.

Par exemple, si le Soleil (rayon = 7 ×10⁵ km, période de rotation environ un mois) se transformait en étoile à neutrons en conservant sa masse, son rayon vaudrait alors 16 km, et il tournerait sur lui-même 1000 fois par seconde.

Une étoile à neutrons nouvellement formée tourne rapidement ; avec le temps cette vitesse diminue car son champ magnétique dissipe de l'énergie. Une vieille étoile peut prendre plusieurs secondes, voire quelques minutes pour effectuer un tour complet sur elle-même. Le taux de décroissance de la vitesse de rotation d'une étoile à neutrons est normalement constant et très faible : les taux observés sont de 10^-12 à 10^-19 seconde par seconde.

La vitesse de rotation d'une étoile à neutrons peut subir parfois de brusques augmentations. Cette augmentation est l'effet de la réorganisation interne de la matière composant l'étoile, un peu comme l'équivalent d'un tremblement de terre. Un tel tremblement d'étoile correspondrait à une magnitude de 20 à 25.

Formation

Une étoile, au cours de la plus longue partie de sa vie, utilise l'hydrogène comme combustible nucléaire. Quand celui-ci est épuisé, et si l'étoile est suffisamment massive, l'étoile se contracte, sa température centrale s'élève, permettant l'utilisation de l'hélium comme nouveau combustible. Puis quand l'hélium est épuisé, le carbone prend le relais, et ainsi de suite : les résidus d'une phase servant de combustible pour la phase suivante, et les phases se succédant à un rythme de plus en plus rapide, ainsi que le montre le tableau suivant :

Combustible	Résidus	Durée	Température	Masse volumique en kg/m³
Évolution au cours du temps d'une étoile massive de 25 M_S
Hydrogène	Hélium	7 ×10⁶ années	60 ×10⁶ K	50 ×10³
Hélium	Carbone ; Oxygène	500 000 années	230 ×10⁶ K	700 ×10³
Carbone	Oxygène ; Néon ; Sodium ; Magnésium	600 ans	930 ×10⁶ K	200 ×10⁶
Néon	Oxygène ; Magnésium	1 an	1,7 ×10⁹ K	4 ×10⁹
Oxygène	du Magnésium au Soufre	6 mois	2,3 ×10⁹ K	10 ×10⁹
Silicium	Fer et éléments proches	1 jour	4,1 ×10⁹ K	3 ×10¹⁰

Source : A. C. Phillips, in The Physics of Stars pages 26 et 131.

Après la dernière période, la production d'énergie n'est plus possible, puisque la synthèse de noyaux atomiques situés au delà du fer réclame de l'énergie. Pourtant la température est alors suffisante pour démarrer la désintégration du fer et des éléments proches par les réactions :

$\textstyle{\gamma + Ni^{56} \rightarrow 14\ He^4}$

$\textstyle{\gamma + Fe^{54} \rightarrow 13\ He^4 + 2n}$

$\textstyle{\gamma + Fe^{56} \rightarrow 13\ He^4 + 4n}$

etc.

Ces processus, qui réclament de l'énergie, rompent les équilibres thermique et hydrostatique du cœur de l'étoile. Le rayonnement n'est alors plus suffisant pour s'opposer à la gravitation, et le centre de l'étoile s'effondre littéralement sous son propre poids. L'instabilité se propageant à toute l'étoile, l'implosion du centre s'accompagne d'une explosion des couches externes, provoquant une énorme perte de masse de l'étoile, et donnant lieu à une supernova.

L'évolution de l'étoile dépend alors de la masse restante du noyau qui a implosé.

Si cette masse est inférieure à M_Ch, appelée aussi limite de Chandrasekhar et qui vaut environ 1,4 fois la masse solaire, le reste de l'étoile finit en naine blanche.
Si cette masse est supérieure à approximativement 3 masses solaires, le reste de l'étoile finit en trou noir
Si, enfin, cette masse est comprise entre les deux seuils précédents, le reste de l'étoile finit en étoile à neutrons.

Dans ce dernier cas, la pression du gaz d'électrons dégénérés du cœur n'est pas suffisante pour arrêter l'effondrement gravitationnel. La densité devient telle que les électrons sont massivement absorbés par les protons, et l'augmentation du nombre de neutrons dans les noyaux fait diminuer leur énergie de liaison. Les neutrons finissent par s'en échapper, et forment une « soupe ». La pression du gaz de neutrons dégénérés parvient alors à arrêter l'effondrement. L'ensemble se stabilise sous un volume extrêmement petit, puisque le reste de l'étoile tient dans une sphère de quelques dizaines de kilomètres de diamètre, 2000 fois plus petite qu'une naine blanche.

La libération d'énergie pendant les quelques secondes que dure l'effondrement est gigantesque, de l'ordre de mille fois l'énergie libérée par le Soleil pendant toute sa vie^[9]. La majeure partie ( >95% ) de cette énergie est libérée sous forme de neutrinos selon le processus URCA^[10] décrit par Mário Schenberg :

$\textstyle{(Z, A) + e^{-} \rightarrow (Z-1, A) + \nu_e \,}$

$\textstyle{(Z-1, A) \rightarrow (Z, A) + e^{-} + \overline {\nu_e} \,}$

La puissance de cette réaction est en T⁸, l'émission de neutrinos et le refroidissement résultant de l'étoile sont donc très rapides.

Observations

Les différents types d'étoiles à neutrons

Les étoiles à neutrons pouvant être observées sont :

les sursauts rayons-X et sursauts gamma
les pulsars
les magnétars

Les pulsars

Une étoile à neutrons peut paraître pulser à cause des électrons accélérés aux environs des pôles magnétiques, lesquels ne sont pas alignés avec l'axe de rotation de l'étoile. Ces électrons s'éloignant de l'étoile, mais subissant toujours son puissant champ magnétique, doivent tourner avec celle-ci.

Toutefois, il existe une distance au-delà de laquelle ces électrons devraient se déplacer à une vitesse plus élevée que la vitesse de la lumière afin de continuer à tourner. À cette distance les électrons ne peuvent plus continuer à suivre l'étoile et libèrent alors leur énergie cinétique sous forme de rayons X ou de rayons gamma. Un observateur peut voir ce rayonnement à chaque fois que le pôle magnétique de l'étoile est orienté vers lui. Si cet alignement est possible, il se reproduit avec la même période que la période de rotation de l'étoile.

Les étoiles à neutrons qui produisent de tels éclats périodiques sont appelées des pulsars. Quand le premier pulsar a été découvert en 1967 par Jocelyn Bell et Antony Hewish, certains ont cru y voir les signes de l'existence d'une intelligence extraterrestre. En effet, ces signaux très réguliers pouvaient être interprétés comme ceux provenant d'une sorte de balise, mais la découverte de nombreuses autres sources radio pulsantes élimina rapidement cette hypothèse. Aujourd'hui, plusieurs centaines de pulsars sont répertoriés.

Les magnétars

Il existe une autre classe d'étoiles à neutrons, connue sous le nom de magnétar. Un magnétar possède un champ magnétique de plus de 10¹⁴ G : c'est assez pour effacer votre carte de crédit depuis une distance plus élevée que celle du Soleil ou pour être mortel depuis la Lune. En comparaison, le champ magnétique terrestre n'est que de 0,5 G (50 microteslas), tandis que des magnétars peuvent atteindre 10 gigateslas. Le phénomène à l'origine des magnétars implique l'enroulement de plus en plus dense des lignes de champ autour de l'étoile jusqu'à l'apparition d'un champ magnétique.

Notes et références

↑ Ce qui serait vrai si la tenue d'une naine blanche ne dépendait que de la pression d'un gaz parfait d'électrons dégénérés
↑ le neutron venait d'être découvert 2 ans auparavant
↑ http://www.jb.man.ac.uk/~smao/starHtml/Solution3.pdf et http://iapetus.phy.umist.ac.uk/Teaching/StellarEvolution/problems2.sol.html
↑ http://iapetus.phy.umist.ac.uk/Teaching/StellarEvolution/problems2.sol.html et http://www.jb.man.ac.uk/~smao/starHtml/Solution3.pdf
↑ Jean-Louis et Monique Tassoul in A concise history of Solar and Stellar Physics
↑ Georges Meynet et André Maeder, Bases physiques de l'astrophysique page 164
↑ Le destin de l'Univers, Jean-Pierre Luminet, éditions fayard 2006, page 204.
↑ A. C. Phillips in The Physics of Stars page 184
↑ Clark Chapman et David Morrison in Cosmic Catastrophes Plenum Press New York, page 268
↑ Nommé d'après le casino d'Urca, à Rio de Janeiro, où l'argent disparaît aussi vite que l'énergie dans les étoiles à neutrons naissantes

Ajouter un commentaire
5631 lectures

Les supernovae

Phénomènes célestes

Sélection vidéo

Hubblecast : Uncovering the Veil Nebula

Une supernova est l'ensemble des phénomènes directement issus de l'explosion d'une étoile, qui s'accompagne d'une augmentation brève mais fantastiquement grande de sa luminosité. Vue depuis la Terre, une supernova apparaît donc souvent comme une étoile nouvelle (d'où son nom: nova = nouvelle), alors qu'elle correspond en réalité à la mort d'une étoile. Les supernovae sont des événements rares à l'échelle humaine : on estime leur taux à environ une à trois par siècle dans notre Voie lactée. Elles jouent cependant un rôle essentiel dans l'histoire de l'univers, car c'est lors de son explosion en supernova que l'étoile libère les éléments chimiques qu'elle a synthétisés au cours de son existence et dont certains sont synthétisés lors de l'explosion elle-même, pour être diffusés dans le milieu interstellaire. De plus, l'onde de choc de la supernova favorise la formation de nouvelles étoiles en initiant ou en accélérant la contraction de régions du milieu interstellaire.

Le processus initiant une supernova est extrêmement bref : il dure quelques millisecondes. Quant au phénomène de la supernova elle-même, il peut durer plusieurs mois. Au maximum de luminosité de l'explosion, la magnitude absolue de l'astre peut atteindre -19, ce qui en fait un objet plus lumineux de plusieurs ordres de grandeur que les étoiles les plus brillantes : pendant cette période, la supernova peut rayonner plus d'énergie qu'une galaxie toute entière ou même que plusieurs galaxies. C'est la raison pour laquelle une supernova se produisant dans notre propre galaxie, voire une galaxie proche, est souvent visible à l'œil nu, voire visible en plein jour. C'est ainsi que plusieurs supernovae historiques ont été décrites à des époques parfois très anciennes; on interprète aujourd'hui ces apparitions d' "étoiles nouvelles " comme autant de supernovae.

Il existe deux mécanismes en réalité assez distincts pour produire une supernova : le premier résulte de l'explosion thermonucléaire d'un cadavre d'étoile appelé naine blanche, le second de l'implosion d'une étoile massive qui est encore le siège de réactions nucléaires au moment de l'implosion. Cette implosion est ensuite responsable de la dislocation des couches externes de l'étoile. Le premier mécanisme est appelé supernova thermonucléaire, le second supernova à effondrement de cœur. Un troisième mécanisme, encore incertain, mais s'apparentant au second, est susceptible de se produire au sein des étoiles les plus massives. Il est appelé supernova par production de paires. Historiquement, les supernovae étaient classifiées suivant leurs caractéristiques spectroscopiques. Cette classification est peu pertinente d'un point de vue physique. Seules les supernovae dites de type Ia sont thermonucléaires, toutes les autres étant à effondrement de cœur.

La matière expulsée par une supernova s'étend dans l'espace, formant un type de nébuleuse appelé rémanent de supernova. La durée de vie de ce type de nébuleuse est relativement limitée, la matière éjectée l'étant à très grande vitesse (plusieurs milliers de kilomètres par seconde), le rémanent se dissipe relativement vite à l'échelle astronomique, en quelques centaines de milliers d'années. La nébuleuse de Gum ou les dentelles du Cygne sont des exemples de rémanents de supernova dans cet état très avancé de dilution dans le milieu interstellaire. La nébuleuse du Crabe est un exemple de rémanent jeune : l'éclat de l'explosion qui lui a donné naissance a atteint la Terre il y a environ mille ans.

Étymologie

Le terme de « supernova » est issu du terme de « nova », tiré du latin nova, signifiant « nouveau ». Historiquement, c'est en 1572 puis en 1604 que le monde occidental réalise que de « nouvelles étoiles » apparaissent parfois, pour un temps limité sur la voûte céleste. Ces événements furent décrits respectivement par Tycho Brahé et Johannes Kepler dans des écrits latins utilisant le terme de stella nova (voir par exemple De Stella Nova in Pede Serpentarii, de Kepler, publié en 1606). Par la suite, l'apparition temporaire d'astres nouveaux fut dénommée sous le terme de « nova ». Ces événements cachent en fait deux classes de phénomènes distincts : il peut s'agir soit d'une explosion thermonucléaire se produisant à la surface d'une étoile après que celle-ci ait accrété de la matière issue d'une autre étoile, sans que l'explosion détruise l'étoile qui en est le siège, soit de l'explosion complète d'une étoile. La distinction entre ces deux phénomènes fut faite dans le courant des années 1930. Le dernier étant largement plus énergétique que le premier, c'est celui-ci qui prit le nom de nova précédemment usité, alors que le second prit le nom de supernova. Le terme lui-même a été employé pour la première fois par Walter Baade et Fritz Zwicky en 1933 ou en 1934 lors du congrès annuel de la société américaine de physique^[3]. Il était initialement écrit « super-nova » avant d'être progressivement écrit sans tiret^[4]. Les écrits plus anciens parlant de l'observation de supernovae utilisent encore le terme de nova : c'est par exemple le cas des rapports d'observation de la dernière supernova observée, en 1885, dans la galaxie d'Andromède, SN 1885A (voir les références dans l'article correspondant).

Classification spectrale

Historiquement, les supernovae ont été classifiées en fonction de leur spectre, suivant deux types, notées par les chiffres romains I et II, lesquels contiennent plusieurs sous-types :

Les supernovae de type I ont un spectre qui ne contient pas d'hydrogène
Les supernovae de type II ont un spectre qui contient de l'hydrogène.

Parmi les supernovae de type I, on distingue trois sous-classes :

Si le spectre montre la présence de silicium, on parle de type Ia
Si le spectre ne montre pas la présence de silicium, on regarde l'abondance d'hélium :
- En présence d'une quantité notable d'hélium, on parle de type Ib
- En présence de faible quantité d'hélium, on parle de type Ic

Concernant les supernovae de type II, on considère ensuite le spectre environ trois mois après le début de l'explosion :

Si le spectre montre que l'hélium domine sur l'hydrogène, on parle de type IIb
Si le spectre montre que l'hydrogène domine sur l'hélium, on parle de type II « normal », celui-ci comprenant en sus deux sous-classes supplémentaires :
- Si la courbe de lumière décroît linéairement après le maximum, on dit que l'on a un type IIL (pour « linéaire »)
- Si la courbe de lumière montre un plateau marqué, ou une phase de décroissance lente, on parle de type IIP (pour « plateau »)

À cela s'ajoute qu'en présence de particularités spectroscopiques, est accolée la lettre minuscule « p » (éventuellement précédée d'un tiret si un sous-type est présent), pour l'anglais peculiar. La dernière supernova proche, SN 1987A était dans ce cas. Son type spectroscopique est IIp.

Cette classification est en réalité assez éloignée de la réalité sous-jacente de ces objets. Il existe deux mécanismes physiques donnant lieu à une supernova :

Les supernovae dites thermonucléaires correspondent uniquement au type Ia
Les supernovae dites à effondrement de cœur correspondent à tous les autres types. Le terme de supernovae de type II est parfois abusivement utilisé pour désigner l'ensemble de ces objets, alors qu'ils peuvent être de type Ib ou Ic. En cela, le terme de supernova à effondrement de cœur est préférable à celui de « type II », plus ambigu. Les différences spectrales entre les supernovae à effondrement de cœur proviennent essentiellement du fait que l'étoile fait partie ou non d'un système binaire. Les supernovae de type II normal ne font pas partie d'un système binaire, ou alors leur compagnon n'affecte pas significativement leur évolution. Les autres types (Ib, Ic, IIb) sont par contre résultant de différents types d'interaction entre l'étoile et son compagnon.

Principe général

Évènement cataclysmique signant la fin d'une étoile, une supernova peut résulter de deux types d'événements très différents :

l'explosion thermonucléaire d'une naine blanche suite à une accrétion de matière arrachée à une étoile voisine (voire une collision avec celle-ci) qui explose complètement (supernova dite thermonucléaire) ;
l'effondrement gravitationnel d'une étoile massive (supernova dite à effondrement de cœur). Cet effondrement se produit lorsque le cœur de l'étoile est constitué de fer. Cet élément étant le plus stable, sa fusion ou sa fission, consomme de l'énergie au lieu d'en produire. Quand ce cœur de fer est formé, l'étoile n'a plus de source d'énergie générant une pression de radiation suffisante pour soutenir les couches supérieures, qui écrasent alors le cœur : le cœur de l'étoile se comprime et les noyaux de fer sont alors dissociés, les protons capturant les électrons formant des neutrons. Ce nouveau cœur de neutrons, beaucoup plus compact est alors capable de résister à la compression des couches externes par la pression de dégénérescence quantique ce qui arrête brutalement leur effondrement. L'énergie dégagée par les couches internes tombant vers le centre, produit une onde de choc qui « souffle » les couches extérieures de l'étoile, formant le gaz du rémanent de la supernova.

Luminosité

Les supernovas de type I sont, toutes proportions gardées, considérablement plus brillantes que celles de type II. Ceci en luminosité électromagnétique.

Appellation des supernovæ

Les découvertes de supernovas sont déclarées à l'Union astronomique internationale, qui envoie une circulaire avec le nom qu'elle lui assigne. Le nom est formé par l'année de découverte et une référence de une ou deux lettres. Les 26 premières supernovas de l'année ont une lettre entre A et Z ; après Z, elles commencent par aa, ab, et ainsi de suite. Par exemple, SN 1987A, la supernova sans doute la plus célèbre des temps modernes, qui a été observée le 23 février 1987 dans le Grand Nuage de Magellan, était la première découverte cette année-là. C'est en 1982 que la première appellation à deux lettre (SN 1982aa, dans NGC 6052) fut nécessaire. Le nombre de supernovae découverte chaque année a régulièrement cru. Il a connu une augmentation considérable à partir de 1997, date de la mise en place de programme dédiés à la découverte de ces objets, notamment les supernovae thermonucláires. Les premiers programmes dédiés de grande envergure étaient le Supernova Cosmology Project, dirigé par Saul Perlmutter, et le High-Z Supernovae Search Team, dont le responsable était Brian P. Schmidt. Ces deux programmes ont permis en 1998 de découvrir l'accélération de l'expansion de l'univers. D'autres programmes dédiés ont par la suite vu le jour, comme ESSENCE, également dirigé par Brian P. Schmitt. Des grands relevés, comme le Sloane Digital Sky Survey ont également permis la découverte d'un grand nombre de supernovae. Le nombre de supernovae découvertes est ainsi passé de 96 en 1996 à 163 en 1997. Il était de 551 en 2006 ; la dernière découverte cette année-là était SN 2006ue.

Supernovae remarquables

Le reste de la supernova 1987A (Note : la matière éjectée par la supernova elle-même est le cercle du centre de l'image. Les deux autres cercles sont dus à des éjections de matière de l'étoile avant que celle-ci n'explose en supernova ; les deux points blancs correspondent à des étoiles d'avant-plan ou d'arrière-plan sans rapport avec l'étoile progénitrice).

Les supernovae sont des évènements spectaculaires mais rares. Plusieurs ont été visibles à l'œil nu depuis l'invention de l'écriture, et le témoignage de leur observation est parvenu jusqu'à nous :

1006 - Observation de la supernova la plus brillante observée sur Terre durant les temps historiques (SN 1006), dans la constellation du Loup.
1054 - La formation de la Nébuleuse du Crabe, dans la constellation du Taureau, observée par des astronomes Chinois (SN 1054)
1181 - Supernova moins connue dans la constellation de Cassiopée (SN 1181)
Vers 1300 - Une supernova ayant engendré le rémanent RX J0852.0-4622 (ou Vela Junior) s'est probablement produite, mais semble ne pas avoir été observée, malgré une certaine proximité avec la Terre.
1572 - Supernova dans Cassiopée, observée par Tycho Brahé, dont le livre De Nova Stella sur le sujet nous donna le mot « nova » (SN 1572)
1885 - Première supernova de l'ère télescopique, observée dans la galaxie d'Andromède et visible à l'œil nu (SN 1885A).
1987 - Supernova 1987A observée durant les heures de son commencement dans le Grand Nuage de Magellan, ce fut la première opportunité pour les théories modernes sur la formation des supernovas d'être testée face aux observations.

Quelques autres supernovae remarquables ont fait l'objet de nombreuses études, parmi lesquelles :

Vers 1680, l'explosion d'une autre supernova aurait pu être observée sur Terre, mais on en trouve aucune mention dans les travaux des astronomes de l'époque. Ce n'est qu'au milieu du XX^e siècle qu'a été rétrospectivement identifié le rémanent, Cassiopeia A, dont l'âge est estimé légèrement supérieur à trois siècles. La raison pour laquelle cette supernova est demeurée invisible n'est pas connue actuellement, mais est probablement due au fait que l'absorption du millieu interstellaire situé entre la supernova et la Terre était importante, allié au fait que cette supernova était sans doute sous-lumineuse, à l'instar de Cassiopée A.
2006 - Supernova SN 2006gy dans la galaxie NGC 1260 située à 240 millions d'années-lumière de la Terre observée par R. Quimby and P. Mondol et étudiée en utilisant les télescopes Keck à Hawaii et Lick sur le Mont Hamilton en Californie. Sa luminosité dépassait d'environ cinq fois celle de toutes les supernovæ observées à ce jour et sa durée était de 70 jours. Cette supernova pourrait être un exemple de supernova à production de paires, uniquement issue d'étoiles extrêmement massives, désormais très rares dans l'univers.

Supernova Historique

Le terme de supernova historique fait référence à une supernova dont des documents relatent l'observation par des astronomes à une époque antérieure à l'avènement du télescope ou de tout autre moyen moderne d'observation. Par extension, le terme désigne une supernova dont l'explosion aurait pu être observée par des astronomes d'une époque passée mais faisant partie des temps historiques (typiquement il y a moins de 2 500 ans).

Intérêt scientifique

La connaissance des supernovae historiques est importante car aucune supernova galactique n'a été observée depuis l'invention du télescope. D'autre part la connaissance de l'âge exact d'un rémanent de supernova ou d'un pulsar est d'un intérêt crucial pour la compréhension de ceux-ci. Les témoignages concernant d'éventuelles supernovae sont malheureusement peu nombreux et peu précis, ce qui fait que seulement cinq d'entre elles sont connues avec certitude, auxquelles s'ajoutent quelques candidats plus ou moins probables et d'éventuelles supernovae non observées mais datant des temps historiques (voir listes ci-dessous).

Identifiation d'une supernova historique

Plusieurs phénomènes astronomiques ont été relatés dans divers écrits historiques, pour la plupart en provenance d'extrême orient. Outre les mentions d'éclipses, de mouvement planétaires et de conjonctions diverses « étoiles invitées » sont mentionnées, pouvant correspondre à des supernovae. Ces étoiles invitées peuvent en principe correspondre à trois types de phénomènes bien distincts :
- supernova
- nova
- comète
Les principaux critères retenus pour distinguer une supernova parmi les étoiles invitées sont :
- Absence de déplacement sur la voûte céleste : pour exclure l'hypothèse d'une comète.
- Proximité du plan galactique : la quasi totalité des rémanents de supernova ont une très faible latitude galactique, ce qui est corroboré par la théorie de l'évolution stellaire qui prédit que les supernovae se produisent dans les zone de formation d'étoiles, qui sont situées dans les bras spiraux des galaxies.
- Durée : la courbe de luminosité d'une supernova décroît beaucoup plus lentement de celle d'une nova. Un phénomène astronomique long a plus de chances de correspondre à une supernova, d'autant que dans un tel cas il est beaucoup plus facile de s'assurer de l'immobilité du phénomène sur la sphère céleste.
- Détection d'un rémanent à la position estimée de l'étoile invitée, dont l'âge peut être estimé et correspond à celui de l'étoile invitée.
Le critère de luminosité n'est pas retenu puisque la luminosité est fonction de la distance du phénomène.

Liste des supernovae historiques

Supernovae certaines
- SN 1006, dans la constellation du Loup. Probablement la plus lumineuse des supernovae historiques certaines
- SN 1054, ayant donné naissance à la Nébuleuse du Crabe (contellation du Taureau). C'est la supernova historique la plus célèbre, et la première identifié comme telle.
- SN 1181, la moins connue (et la moins lumineuse) des supernovae historiques avérées (constellation de Cassiopée)
- SN 1572, dite de Tycho, en l'honneur de Tycho Brahé, qui en fut un des observateurs les plus assidus (constellation de Cassiopée). Elle joua un rôle essentiel dans l'histoire des sciences car elle fut utilisée par Tycho Brahé pour réfuter le dogme aristotélicien de l'immuabilité des cieux.
- SN 1604, dite de Kepler, en l'honneur de Johannes Kepler, qui en fut un des observateurs les plus assidus (constellation d'Ophiuchus). C'est la dernière supernova historique s'étant produite dans notre Galaxie et ayant été effectivement observée.
Supernovae probables ou possibles
- Deux étoiles invitées ont été vues en 837. Il s'agit d'étoiles stationnaires, mais la faible durée de visibilité de l'une et la haute latitude galactique de l'autre rendent l'hypothèse d'une supernova beaucoup moins probable que celle d'une nova. Le fait que deux étoiles invitées aient été observées la même année pourrait par contre s'expliquer aisément par le passage de la comète de Halley en mars de la même année, ce qui aurait ensuite stimulé la recherche d'autres astres inhabituels à cette époque. Aucune de ces étoiles n'est considérée aujourd'hui (2005) come une supernova potentielle.
- SN 393 : l'étoile invité de 393 est restée visible huit mois et est apparue au voisinage de l'astérisme qui compose la queue de la constellation du Scorpion, dans le plan galactique, ce qui plaide fortement pour l'hypothèse d'une supernova. Le rémanent RX J1713.7-3946 a un âge estimé et une position compatible avec l'étoile invitée de 393. Celle-ci est donc considérée comme le progéniteur de ce rémanent.
- SN 386 : l'étoile invité de 386 a été visible entre 60 et 115 jours (seul les mois d'apparition et de disparition sont connus), ce qui correspond à une période de visibilité faible pour une supernova, plus caractéristique d'une nova. La position de la supernova est mal connue car on ne sait pas si l'astérisme mentionnée dans les texte correspond à la bande d'ascension droite de l'étoile invitée ou à la région du ciel dans laquelle elle a été vue. Dans la seconde hypothèse, la région est suffisamment restreinte et proche du plan galactique pour pouvoir espérer identifier le rémanent. Plusieurs candidats ont été proposés, dont l'un d'eux, G11.2-0.3 a un âge compatible avec l'époque de la supernova. Certaines caractéristiques du pulsar central (PSR J1811-1926) détecté dans le rémanent confortent cette hypothèse. L'étoile invitée est de ce fait considérée comme une supernova probable, quoique moins établie que SN 393.
- L'étoile invitée de 369 est restée visible pendant plus de six mois, mais sa position est très incertaine. Il pourrait s'agir d'une nova lente ou d'une supernova si elle a eu lieu suffisamment proche du plan galactique. Elle est considéré comme une supernova possible en raison de la grande imprécision portant sur sa position.
- SN 185 est la plus ancienne supernova historique potentielle pour laquelle un témoignage détaillé (et un seul) existe. Une taille apparente semble mentionnée, mais pas de déplacement, ce qui ne plaide pas de façon convaincante en faveur d'une supernova plutôt que d'une comète, mais la durée d'observation favorise l'hypothèse stellaire : elle a été visible pendant huit mois ou alors un an et huit mois selon l'interprétation que l'on fait du texte, ce qui rend l'hypothèse d'une supernova probable. Le rémanent GRS 315.40 -02.30 est celui dont la position et l'âge sont le plus compatible avec une supernova datant de cette époque. SN 185 est de ce fait considérée comme une supernova probable.
- L'étoile invitée de 70 est très mal décrite dans les documents parvenus jusqu'à l'époque moderne, mais sa haute latitude galactique plaide pour une nova et non une supernova.
- Les novae et l'immuabilité du ciel, court article évoquant la possibilité d’une nova en 1415.
Autres
- Le rémanent de supernova Cassiopée A date très vraisemblablement de la seconde moitié du XVII^e siècle, mais la supernova n'a pas été observée, sans doute parce qu'elle était trop peu lumineuse. Cette supernova est parfois considérée comme une supernova historique bien que les témoignages la concernant soient très vraisemblablement inexistants^[1] (ce qui permet cependant de mettre une limite inférieure à sa magnitude apparente).
- En 1998, un rémanent très jeune et très proche de la Terre (environ 700 ans et 200 parsecs), Vela Junior, a été découvert. Il n'existe aucun témoignage historique mentionnant la supernova qui s'est produite alors, chose éventuellement explicable par la très basse déclinaison du phénomène, mais néanmoins très surprenante au vu de la magnitude apparente probable du phénomène.
- Plusieurs pulsar dont l'âge caractéristique (qui dans certains cas donne une estimation assez précise de l'âge réel) est relativement faible sont connus. Il s'agit de PSR B1509-58, PSR J1907+0919 et PSR J1846-0258. Leur explosion a probablement été potentiellement visible depuis la Terre il y a moins de 2000 ans.
- Des forages menés en Antarctique on révélé des pics dans l'abondance de certains nitrates à plusieurs époque, approximativement corrélées aux années 1181, 1572, 1604 selon certains auteurs. Ces pics ne sont pas vus dans tous les forages des calottes glaciaires (en particulier au Groenland), et leur corrélation avec les date des supernovae historiques connues est extrêmement controversé. Un forage indique un pic de nitrate pour des glaces formées aux alentours de 1320. Il a donc été proposé que l'explosion d'une supernova non observée, éventuellement celle ayant donné naissance à Vela Junior, ait atteint la Terre à cette époque là^[2]. À l'époque aucun rémanent de supernova âgé de 600 à 700 ans n'avait été découvert, mais depuis un rémanent, Vela Junior, dont l'âge (encore mal connu) est compatible avec cette date a été découvert. Là encore, l'absence de détection donnerait une indication sur la magnitude minimale de la supernova.
- Il existe par contre des données géologiques indiquant de façon convaincante l'explosion de deux supernovae relativement proche datant d'environ 35 000 et 60 000 ans.
- On peut éventuellement ajouter à cette liste la première supernova observée de l'ère télescopique, SN 1885A, dans la galaxie d'Andromède, qui était visible à l'œil nu, ainsi que la première supernova proche étudiée avec des moyens modernes, SN 1987A, dans le Grand Nuage de Magellan.

Ajouter un commentaire
4956 lectures

Le mystère des trous noirs (Partie 2)

Phénomènes célestes

Sélection vidéo

Les trous noirs : partie 1

Les trous noirs : partie 2

Les trous noirs : partie 3

Les trous noirs : partie 4

Les trous noirs : partie 5

Trous noirs et physique fondamentale

Théorèmes sur les singularités

Une question cruciale à propos des trous noirs est de savoir sous quelles conditions ils peuvent se former. Si les conditions nécessaires à leur formation sont extrêmement spécifiques, les chances que les trous noirs soient nombreux peuvent être faibles. Un ensemble de théorèmes mathématiques dus à Stephen Hawking et Roger Penrose a montré qu’il n’en était rien : la formation des trous noirs peut se produire dans une variété de conditions extrêmement génériques. Pour des raisons évidentes, ces travaux ont été nommés théorèmes sur les singularités. Ces théorèmes datent du début des années 1970, époque où il n’y avait guère de confirmation observationnelle de l’existence des trous noirs. Les observations ultérieures ont effectivement confirmé que les trous noirs étaient des objets très fréquents dans l’univers.

Singularités nues et censure cosmique

Au centre d’un trou noir se situe une singularité gravitationnelle. Pour tout type de trou noir, cette singularité est « cachée » du monde extérieur par l’horizon des événements. Cette situation s’avère très heureuse : la physique actuelle ne sait certes pas décrire une singularité gravitationnelle, mais cela a peu d’importance car, celle-là étant à l'intérieur de la zone délimitée par l’horizon, elle n’influe pas sur les événements du monde extérieur. Il se trouve cependant qu’il existe des solutions mathématiques aux équations de la relativité générale dans lesquelles une singularité existe sans être entourée d’un horizon. C’est par exemple le cas pour les solutions de Kerr ou de Reissner-Nordström quand la charge ou le moment cinétique dépasse une certaine valeur critique. Dans ce cas, on ne parle plus de trou noir (il n’y a plus d’horizon, donc plus de « trou ») mais de singularité nue. De telles configurations sont extrêmement difficiles à étudier en pratique, car la prédiction du comportement de la singularité reste toujours impossible ; mais cette fois, il influence l’univers dans lequel nous vivons. L’existence de singularités nues a donc pour conséquence l’impossibilité d’une évolution déterministe de l’univers dans l’état des connaissances actuelles^[30].

Pourtant, les trous noirs de Kerr ou de Reissner-Nordström (ainsi que le cas général de Kerr-Newmann) ne peuvent pas arriver à leurs valeurs critiques respectives par apport externe de moment cinétique ou de charges électriques. En effet, plus on se rapprocherait de la valeur critique d'un trou noir de Kerr, moins un objet externe pourrait augmenter son moment cinétique. De façon comparable, à l'approche de la charge maximale d'un trou noir de Reissner-Nordström, les charges électriques de même signe que celle du trou noir projetés vers celui-ci y parviendraient de plus en plus difficilement en raison de la répulsion électrostatique exercée par le trou noir. Pour amener les charges à pénétrer dans le trou noir, il faudrait les y projeter à une vitesse relativiste (à cause de la répulsion électrique), ce qui contribuerait à leur conférer une énergie croissante devenant bien supérieure à leur énergie de masse (au repos). D'où une contribution à la masse du trou noir, suffisante pour compenser l'augmentation de charge du trou noir. Au final, le rapport charge/masse du trou noir « saturerait » juste en dessous de la valeur critique^[31].

Ces éléments, ainsi que des considérations plus fondamentales, ont conduit le mathématicien anglais Roger Penrose à formuler en 1969 l’hypothèse dite de la censure cosmique, stipulant qu’aucun processus physique ne pouvait permettre l’apparition de singularités nues dans l’univers. Cette hypothèse, qui possède plusieurs formulations possibles, a été l’objet d’un pari entre Stephen Hawking d’une part et Kip Thorne et John Preskill d’autre part, ces derniers ayant parié que des singularités nues pouvaient exister. En 1991, Stuart L. Shapiro et Saul A. Teukolsky montrèrent sur foi de simulations numériques que des singularités nues pouvaient se former dans l’univers. Quelques années plus tard, Matthew Choptuik mit en évidence un ensemble important de situations à partir desquelles la formation de singularités nues était possible. Ces configurations demeurent cependant extrêmement particulières, et nécessitent un ajustement fin des conditions initiales pour mener à la formation des singularités nues. Leur formation est donc possible, mais en pratique extrêmement improbable. En 1997 Stephen Hawking reconnut qu’il avait perdu son pari avec Kip Thorne et John Preskill. Un autre pari a depuis été lancé, où des conditions plus restrictives sur les conditions initiales pouvant mener à des singularités nues ont été rajoutées.

Entropie des trous noirs

En 1971, le physicien britannique Stephen Hawking montra que la surface totale des horizons des événements de n’importe quel trou noir classique ne peut jamais décroître. Cette propriété est tout à fait semblable à la deuxième loi de la thermodynamique, avec la surface jouant le rôle de l’entropie. Dans le cadre de la physique classique, on pourrait violer cette loi de la thermodynamique en envoyant de la matière dans un trou noir, ce qui la ferait disparaître de notre univers, avec la conséquence d’un décroissement de l’entropie totale de l’univers.

Pour éviter de violer cette loi, le physicien Jacob Bekenstein proposa qu’un trou noir possède une entropie (sans en préciser la nature exacte), et qu’elle soit proportionnelle à la surface de son horizon. Bekenstein pensait alors que les trous noirs n’émettent pas de radiation et que le lien avec la thermodynamique n’était qu’une simple analogie et pas une description physique des propriétés du trou noir. Néanmoins Hawking a peu après démontré par un calcul de théorie quantique des champs que le résultat sur l’entropie des trous noirs est bien plus qu’une simple analogie et qu’il est possible de définir rigoureusement une température associée au rayonnement des trous noirs (voir ci-dessous).

Utilisant les équations de la thermodynamique des trous noirs, il apparaît que l’entropie d’un trou noir est proportionnelle à la surface de son horizon^[32]. C’est un résultat universel qui peut être appliqué dans un autre contexte aux modèles cosmologiques comportant eux aussi un horizon comme par exemple l’univers de de Sitter. L’interprétation microscopique de cette entropie reste par contre un problème ouvert, auquel la théorie des cordes a cependant réussi à apporter des éléments de réponse partiels.

Il a été ensuite montré que les trous noirs sont des objets à entropie maximale, c’est-à-dire que l’entropie maximale d’une région de l’espace délimitée par une surface donnée est égale à celle du trou noir de même surface^[33]^,^[34]. Ce constat a amené les physiciens Gerard ’t Hooft et ensuite Leonard Susskind à proposer un ensemble d’idées, appelé principe holographique, basé sur le fait que la description de la surface d’une région permet de reconstituer toute l’information relative à son contenu, de la même façon qu’un hologramme code des informations relatives à un volume sur une simple surface, permettant ainsi de donner un effet de relief à partir d’une surface.

La découverte de l’entropie des trous noirs a ainsi permis le développement d’une analogie extrêmement profonde entre trous noirs et thermodynamique, la thermodynamique des trous noirs, qui pourrait aider dans la compréhension d’une théorie de la gravité quantique.

Évaporation et radiation de Hawking

En 1974, Stephen Hawking appliqua la théorie quantique des champs à l’espace-temps courbé de la relativité générale, et découvrit que contrairement à ce que prédisait la mécanique classique, les trous noirs pouvaient effectivement émettre une radiation (proche d’une radiation thermique) aujourd’hui appelée rayonnement de Hawking^[35] : les trous noirs ne sont donc pas complètement « noirs ».

La radiation de Hawking correspond en fait à un spectre de corps noir. On peut donc y associer la « température » du trou noir, qui est inversement proportionnelle à sa taille^[36]. De ce fait, plus le trou noir est important, plus sa température est basse. Un trou noir de la masse de la planète Mercure aurait une température égale à celle du rayonnement de fond diffus cosmologique (à peu près 2,73 kelvins). Si le trou est plus massif, il sera donc plus froid que la température du fond et accroîtra son énergie plus vite qu’il n’en perdra via la radiation de Hawking, devenant ainsi encore plus froid. Un trou noir stellaire a ainsi une température de quelques microkelvins, ce qui rend la détection directe de son évaporation totalement inenvisageable. Cependant, pour des trous noirs moins massifs, la température est plus élevée, et la perte d’énergie associée lui permet de voir sa masse varier sur des échelles cosmologiques. Ainsi, un trou noir de quelques millions de tonnes s’évaporera-t-il en une durée inférieure à celle de l’âge de l'univers. Alors que le trou noir s’évapore, le trou noir devient plus petit, donc plus chaud. Certains astrophysiciens ont proposé que l’évaporation complète de trous noirs produirait un flash de rayons gamma. Ceci serait une signature de l’existence de trous noirs de très faible masse. Il s’agirait alors de trous noirs primordiaux. La recherche actuelle explore cette possibilité avec les données du satellite européen INTEGRAL^[37].

Paradoxe de l’information

Une question de physique fondamentale encore irrésolue au début du XXI^e siècle est le fameux paradoxe de l’information. En effet, en raison du théorème de calvitie déjà cité, il n’est pas possible de déterminer a posteriori ce qui est entré dans le trou noir. Cependant, vue d’un observateur éloigné, l’information n’est jamais complètement détruite puisque la matière tombant dans le trou noir ne disparaît qu’après un temps infiniment long. Alors, l’information qui a formé le trou noir est-elle perdue ou pas ?

Des considérations générales sur ce que devrait être une théorie de la gravité quantique suggèrent qu’il ne peut y avoir qu’une quantité finie et limitée d’entropie (i.e. une quantité maximale et finie d’information) associée à l’espace près de l’horizon du trou noir. Mais la variation de l’entropie de l’horizon plus celle de la radiation Hawking est toujours suffisante pour prendre en compte toute l’entropie de la matière et de l’énergie tombant dans le trou noir… Mais restent de nombreuses questions. En particulier au niveau quantique, est-ce que l’état quantique de la radiation de Hawking est déterminé de manière unique par l’histoire de ce qui est tombé dans le trou noir ? De même, est-ce que l’histoire de ce qui est tombé est déterminée de manière unique par l’état quantique du trou noir et de sa radiation ? En d’autres termes, est-ce que les trous noirs sont, ou ne sont pas, déterministes ? Cette propriété est bien sûr conservée dans la relativité générale comme dans la physique classique, mais pas dans la mécanique quantique.

Pendant de longues années, Stephen Hawking a maintenu sa position originelle de 1975 voulant que la radiation de Hawking soit entièrement thermique, et donc complètement aléatoire, représentant ainsi une nouvelle source d’information non-déterministe. Cependant, le 21 juillet 2004, il présenta un nouvel argument, allant à l’opposé de sa première position^[38]^,^[39]^,^[40]. Dans ses nouveaux calculs, l’entropie associée à un trou noir serait effectivement inaccessible à un observateur extérieur. De plus dans l’absence de cette information, il est impossible de relier de manière univoque l’information de la radiation de Hawking (contenue dans ses corrélations internes) à l’état initial du système. Cependant, si le trou noir s’évapore complètement, cette identification univoque peut être faite et l’unitarité est préservée (l’information est donc conservée). Il n’est pas clair que la communauté scientifique spécialisée soit absolument convaincue par les arguments présentés par Hawking^[41]. Mais Hawking lui-même fut suffisamment convaincu pour régler le pari qu’il avait fait en 1997 avec le physicien John Preskill de Caltech, provoquant ainsi un énorme intérêt des médias.

En juillet 2005, l’annonce de Hawking a donné lieu à une publication dans la revue Physical Review^[42] et fut débattue par la suite au sein de la communauté scientifique sans qu’un consensus net ne se dégage quant à la validité de l’approche proposée par Hawking^[43]^,^[44].

Trous noirs et trous de ver

La relativité générale indique qu’il existerait des configurations dans lesquelles deux trous noirs sont reliés l’un à l’autre. Une telle configuration est habituellement appelée trou de ver ou plus rarement pont d’Einstein-Rosen. De telles configurations ont beaucoup inspiré les auteurs de science-fiction (voir par exemple les références de la section Culture populaire) car elles proposent un moyen de voyager très rapidement sur de grandes distances, voire voyager dans le temps. En pratique, de telles configurations, si elles sont autorisées par la relativité générale, semblent totalement irréalisables dans un contexte astrophysique, car aucun processus connu ne semble permettre la formation de tels objets^[45].

2 commentaires
4917 lectures

Le mystère des trous noirs (Partie 1)

Phénomènes célestes

Sélection vidéo

Les mystères du cosmos : plongée dans les trous noirs

En astrophysique, un trou noir est un objet massif dont le champ gravitationnel est si intense qu’il empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s’en échapper. De tels objets n’émettent donc pas de lumière et sont alors noirs. Les trous noirs sont décrits par la théorie de la relativité générale.

Image simulée d’un trou noir stellaire situé à quelques dizaines de kilomètres d’un observateur et dont l’image se dessine sur la voûte céleste dans la direction du Grand Nuage de Magellan. L’image de celui-ci apparaît dédoublée sous la forme de deux arcs de cercle, en raison de l’effet de lentille gravitationnelle fort. La Voie lactée qui apparaît en haut de l’image est également fortement distordue, au point que certaines constellations sont difficiles à reconnaître, comme par exemple la Croix du Sud (au niveau de l’étoile orange lumineuse, Gacrux, en haut à gauche de l’image) dont la forme de croix caractéristique est méconnaissable. Une étoile relativement peu lumineuse (HD 49359, magnitude apparente 7,5) est située presque exactement derrière le trou noir. Elle apparaît ainsi sous la forme d’une image double, dont la luminosité apparente est extraordinairement amplifiée, d’un facteur d’environ 4 500, pour atteindre une magnitude apparente de -1,7. Les deux images de cette étoile, ainsi que les deux images du Grand Nuage sont situées sur une zone circulaire entourant le trou noir, appelée anneau d’Einstein.

Ils ne sont pas directement observables, mais plusieurs techniques d’observation indirecte dans différentes longueurs d’onde ont été mises au point et permettent d’étudier les phénomènes qu’ils induisent sur leur environnement. En particulier, la matière qui est happée par un trou noir est chauffée à des températures considérables avant d'être engloutie et émet de ce fait une quantité importante de rayons X. Ainsi, même si un trou noir n'émet pas lui-même de rayonnement, il peut néanmoins être détectable par son action sur son environnement. L'existence des trous noirs est une certitude pour la quasi-totalité de la communauté scientifique concernée (astrophysiciens et physiciens théoriciens).

Présentation et terminologie

Un trou noir possède une masse donnée, concentrée en un point appelé singularité gravitationnelle. Cette masse permet de définir une sphère appelée horizon du trou noir, centrée sur la singularité et dont le rayon est une limite maximale en deçà duquel le trou noir empêche tout rayonnement de s’échapper. Cette sphère représente en quelque sorte l’extension spatiale du trou noir. Pour un trou noir de masse égale à la masse du Soleil, son rayon vaut environ 3 kilomètres^[1]. À une distance interstellaire (en millions de kilomètres), un trou noir n’exerce pas plus d’attraction que n’importe quel autre corps de même masse ; il ne s’agit donc pas d’un « aspirateur » irrésistible. Par exemple, si le Soleil se trouvait remplacé par un trou noir de même masse, les orbites de ses planètes resteraient inchangées.

Il existe plusieurs sortes de trous noirs. Lorsqu’ils se forment à la suite de l’effondrement gravitationnel d’une étoile, on parle de trou noir stellaire. Quand on les trouve au centre des galaxies, ils ont une masse pouvant aller jusqu’à plusieurs milliards de masses solaires et on parle alors de trou noir supermassif (ou trou noir galactique). Entre ces deux échelles de masse, on pense qu’il existe des trous noirs intermédiaires avec une masse de quelques milliers de masses solaires. Des trous noirs de masse bien plus faible, qui auraient été formés au début de l’histoire de l’univers, au Big Bang, sont aussi envisagés, et sont appelés trous noirs primordiaux. Leur existence n’est, à l’heure actuelle, pas confirmée.

Il est impossible d’observer directement un trou noir. Il est cependant possible de déduire sa présence par son action gravitationnelle sur son environnement, notamment au sein des microquasars et des noyaux actifs de galaxies, où de la matière à proximité tombant sur le trou noir va se trouver considérablement chauffée et émettre un fort rayonnement X. Les observations permettent ainsi de déceler l’existence d’objets massifs et de très petite taille. Les seuls objets que ces observations impliquent et qui sont compatibles dans le cadre de la relativité générale sont les trous noirs.

Historique

Le concept de trou noir a émergé à la fin du XVIII^e siècle dans le cadre de la gravitation universelle d’Isaac Newton. La question était de savoir s’il existait des objets dont la masse était suffisamment grande pour que leur vitesse de libération soit plus grande que la vitesse de la lumière. Cependant, ce n’est qu’au début du XX^e siècle et avec l’avènement de la relativité générale d’Albert Einstein que le concept de trou noir devient plus qu’une curiosité. En effet, peu après la publication des travaux d’Einstein, une solution de l’équation d’Einstein impliquant l’existence d’un trou noir central est publiée par Karl Schwarzschild^[2]. Les travaux fondamentaux sur les trous noirs remontent aux années 1960, précédant de peu les premières indications observationnelles solides en faveur de leur existence. La première « observation^[3]^,^[4] » d’un objet contenant un trou noir fut celle de la source de rayons X Cygnus X-1 par le satellite Uhuru en 1971. Le terme de « trou noir » a émergé, dans le courant des années 1960, par l’intermédiaire du physicien américain Kip Thorne. Auparavant, on utilisait les termes de « corps de Schwarzschild » ou d’« astre occlus ». À noter que le terme de « trou noir » a rencontré des réticences dans certaines communautés linguistiques, notamment francophones et russophones, qui le jugeaient quelque peu inconvenant^[5].

Propriétés

Un trou noir est un objet astrophysique comme un autre. Il se caractérise par le fait qu’il est très difficile à observer directement (voir ci-dessous), et que sa région centrale ne peut être décrite de façon satisfaisante par les théories physiques en leur état du début du XXI^e siècle car elle abrite une singularité gravitationnelle. Cette dernière ne peut être décrite que dans le cadre d’une théorie de la gravitation quantique, manquante à ce jour^[6]. Par contre, on sait parfaitement décrire les conditions physiques qui règnent dans son voisinage immédiat, de même que son influence sur son environnement, ce qui permet de les détecter par diverses méthodes indirectes.

Par ailleurs, les trous noirs sont étonnants en ce qu’ils sont décrits par un très petit nombre de paramètres. En effet, leur description, dans l’univers dans lequel nous vivons, ne dépend que de trois paramètres : la masse, la charge électrique et le moment cinétique. Tous les autres paramètres du trou noir (par exemple sa taille ou sa forme) sont fixés par ceux-là. Par comparaison, la description d’une planète fait intervenir des centaines de paramètres (composition chimique, différenciation de ses éléments, convection, atmosphère, etc.). La raison pour laquelle un trou noir n’est décrit que par ces trois paramètres est connue depuis 1967 : c’est le théorème de calvitie démontré par Werner Israel. Celui-ci explique que les seules interactions fondamentales à longue portée étant la gravitation et l’électromagnétisme, les seules propriétés mesurables des trous noirs sont données par les paramètres décrivant ces interactions, à savoir la masse, le moment cinétique et la charge électrique.

Pour un trou noir, la masse et la charge électrique sont des propriétés habituelles que décrit la physique classique (i.e. non-relativiste) : le trou noir possède un champ gravitationnel proportionnel à sa masse et un champ électrique proportionnel à sa charge. L'influence du moment cinétique est par contre spécifique à la relativité générale. Celle-là stipule en effet qu'un corps en rotation va avoir tendance à « entraîner » l'espace-temps dans son voisinage. Ce phénomène, non encore observé à l'heure actuelle dans le système solaire en raison de son extrême faiblesse pour des astres non compacts, est connu sous le nom d'effet Lense-Thirring (aussi appelé frame dragging, en anglais)^[7]. Il prend une amplitude considérable au voisinage d'un trou noir en rotation, au point qu'un observateur situé dans son voisinage immédiat serait inévitablement entraîné dans le sens de rotation du trou noir. La région où ceci se produit est appelée ergorégion.

Quatre types théoriques possibles…

Les quatre types théoriques de trous noirs en fonction du moment cinétique (J) et de la charge électrique (Q). La masse (M) est toujours strictement positive.
	M > 0
	J = 0	J ≠ 0
Q = 0	Schwarzschild	Kerr
Q ≠ 0	Reissner-Nordström	Kerr-Newman

Un trou noir possède toujours une masse non nulle. En revanche, ses deux autres caractéristiques, à savoir le moment cinétique (rotation) et la charge électrique, peuvent en principe prendre des valeurs nulles (c’est-à-dire égales à zéro) ou non nulles. La combinaison de ces états permet de définir quatre types de trous noirs.

Quand la charge électrique et le moment cinétique sont nuls, on parle de trou noir de Schwarzschild, du nom de Karl Schwarzschild qui, le premier, a mis en évidence ces objets comme solutions des équations de la relativité générale (les équations d'Einstein), en 1916.

Quand la charge électrique est non nulle et le moment cinétique nul, on parle de trou noir de Reissner-Nordström. Ces trous noirs ne présentent pas d’intérêt astrophysique notable car aucun processus connu ne permet de fabriquer un objet compact conservant durablement une charge électrique significative ; celle-ci se dissipe normalement rapidement par absorption de charges électriques opposées prises à son environnement^[8]. Un trou noir de Reissner-Nordström est donc un objet théorique très improbable dans la nature.

Si le trou noir possède un moment cinétique (c’est-à-dire qu’il est en rotation sur lui-même) mais n’a pas de charge électrique, on parle de trou noir de Kerr, du nom du mathématicien néo-zélandais Roy Kerr qui a trouvé la formule décrivant ces objets en 1963. Contrairement aux trous noirs de Reissner-Nordström et de Schwarzschild, les trous noirs de Kerr présentent un intérêt astrophysique considérable, car les modèles de formation et d’évolution des trous noirs indiquent que ceux-ci ont tendance à absorber la matière environnante par l’intermédiaire d’un disque d'accrétion dans lequel la matière tombe en spiralant toujours dans le même sens dans le trou noir. Ainsi, la matière communique du moment cinétique au trou noir qui l’engloutit. Les trous noirs de Kerr sont donc les seuls que l’on s’attend réellement à rencontrer en astronomie. Cependant, il reste possible que des trous noirs à moment cinétique très faible, s’apparentant en pratique à des trous noirs de Schwarzschild, existent.

La version électriquement chargée du trou noir de Kerr, dotée comme lui d’une rotation, est connue sous le nom de trou noir de Kerr-Newman et ne présente comme le trou noir de Reissner-Nordström ou celui de Schwarzschild que peu d’intérêt astrophysique eu égard à sa très faible probabilité.

… Et une multitude d’autres

D’un point de vue théorique, il peut exister une multitude d’autres types de trous noirs avec des propriétés différentes. Par exemple, il existe un analogue du trou noir de Reissner-Nordström, mais en remplaçant la charge électrique par une charge magnétique, c’est-à-dire créée par des monopôles magnétiques, dont l’existence reste extrêmement hypothétique à ce jour. On peut de même généraliser le concept de trou noir à des espaces comprenant plus de trois dimensions. Ceci permet d’exhiber des types de trous noirs ayant des propriétés parfois différentes de celles des trous noirs présentés ci-dessus^[9].

Le trou et le noir…

L’existence des trous noirs est envisagée dès le XVIII^e siècle indépendamment par John Michell^[10] et Pierre-Simon Laplace. Il s’agissait alors d’objets prédits comme tellement denses que leur vitesse de libération était supérieure à la vitesse de la lumière — c’est-à-dire que même la lumière ne peut vaincre leur force gravitationnelle. Plutôt qu’une telle force (qui est un concept newtonien), il est plus juste de dire que la lumière subit en fait un décalage vers le rouge infini. Ce décalage vers le rouge est d’origine gravitationnelle : la lumière perd la totalité de son énergie en essayant de sortir du puits de potentiel d’un trou noir. Ce décalage vers le rouge est donc d’une nature quelque peu différente de celui dû à l’expansion de l’univers, que l’on observe pour les galaxies lointaines et qui résulte d’une expansion d’un espace ne présentant pas de puits de potentiels très profonds. De cette caractéristique provient l’adjectif « noir », puisqu’un trou noir ne peut émettre de lumière. Ce qui est valable pour la lumière l’est aussi pour la matière : aucune particule ne peut s’échapper d’un trou noir une fois capturée par celui-ci, d’où le terme de « trou » fort approprié.

Horizon des événements

La zone qui délimite la région d’où lumière et matière ne peuvent s’échapper, est appelée «horizon des événements». On parle parfois de « surface » du trou noir, quoique le terme soit quelque peu impropre (il ne s’agit pas d’une surface solide ou gazeuse comme la surface d’une planète ou d’une étoile). Il ne s’agit pas d’une région qui présente des caractéristiques particulières : un observateur qui franchirait l’horizon ne ressentirait rien de spécial à ce moment-là (voir ci-dessous). Par contre, il se rendrait compte qu’il ne peut plus s’échapper de cette région s’il essayait de faire demi-tour. C'est une sorte de point de non retour. En substance, c’est une situation qui est un peu analogue à celle d’un baigneur qui s’éloignerait de la côte. Si par exemple le baigneur ne peut nager que deux kilomètres, il ne ressentira rien s’il s’éloigne à plus d’un kilomètre de la côte. Par contre, s’il fait demi-tour, il se rendra compte qu’il n’a pas assez d’énergie pour atteindre la rive.

En revanche, un observateur situé au voisinage de l’horizon remarquera que le temps s’écoule différemment pour lui et pour un observateur situé loin du trou noir. Si ce dernier lui envoie des signaux lumineux à intervalles réguliers (par exemple une seconde), alors l’observateur proche du trou noir recevra des signaux plus énergétiques (la fréquence des signaux lumineux sera plus élevée, conséquence du décalage vers le bleu subi par la lumière qui tombe vers le trou noir), et les intervalles de temps séparant deux signaux consécutifs seront plus rapprochés (moins d’une seconde, donc). Cet observateur aura donc l’impression que le temps s’écoule plus vite pour son confrère resté loin du trou noir que pour lui. À l’inverse, l’observateur resté loin du trou noir verra son collègue évoluer de plus en plus lentement, le temps chez celui-ci donnant l’impression de s’écouler plus lentement.

Si l’observateur distant voit un objet tomber dans un trou noir, les deux phénomènes de dilatation du temps et de décalage vers le rouge vont se combiner. Les éventuels signaux émis par l’objet seront de plus en plus rouges, de moins en moins lumineux (la lumière émise perd de plus en plus d’énergie avant d’arriver à l’observateur lointain), et de plus en plus espacés. En pratique, le nombre de photons reçus par l’observateur distant va décroître très rapidement, jusqu’à devenir nul : à ce moment-là l’objet en train de chuter dans le trou noir est devenu invisible. Même si l’observateur distant tente d’approcher l’horizon en vue de récupérer l’objet qu’il a eu l’impression de voir s’arrêter juste avant l’horizon, celui-ci demeurera invisible^[11].

Pour un observateur s’approchant d’une singularité, ce sont les effets de marée qui vont devenir importants. Ces effets, qui déterminent les déformations d’un objet (le corps d’un astronaute, par exemple) du fait des inhomogénéités du champ gravitationnel, seront inéluctablement ressentis par un observateur s’approchant de trop près d’un trou noir ou d’une singularité. La région où ces effets de marée deviennent importants est entièrement située dans l’horizon pour les trous noirs supermassifs, mais empiète notablement hors de l’horizon pour des trous noirs stellaires^[12]. Ainsi, un observateur s’approchant d’un trou noir stellaire serait déchiqueté avant de passer l’horizon, alors que le même observateur qui s’approcherait d’un trou noir supermassif passerait l’horizon sans encombre. Il serait par contre inéluctablement détruit ensuite par les effets de marée.

Singularité

Au centre d’un trou noir se situe une région dans laquelle le champ gravitationnel et les distorsions de l’espace (on parle plutôt de courbure de l’espace) deviennent infinis. Cette région s’appelle une singularité gravitationnelle. La description de cette région est délicate dans le cadre de la relativité générale puisque celle-ci ne peut décrire des régions où la courbure devient infinie.

De plus, la relativité générale est une théorie qui ne peut pas incorporer en général des effets gravitationnels d’origine quantique. Or quand la courbure tend vers l’infini, on peut montrer que celle-ci est nécessairement sujette à des effets de nature quantique. Par conséquent, seule une théorie de la gravitation incorporant tous les effets quantiques (on parle alors de gravitation quantique) est en mesure de décrire correctement les singularités gravitationnelles.

La description d’une singularité gravitationnelle est donc pour l’heure problématique^[6]. Néanmoins, tant que celle-ci est située à l’intérieur d’un trou noir, elle ne peut influencer l’extérieur d’un trou noir, de la même façon que de la matière située à l’intérieur d’un trou noir ne peut en ressortir. Ainsi, aussi mystérieuses que soient les singularités gravitationnelles, notre incapacité à les décrire, signe de l’existence de limitations de la relativité générale à décrire tous les phénomènes gravitationnels, n’empêche pas la description des trous noirs pour la partie située de notre côté de l’horizon des événements.

Formation des trous noirs

La possibilité de l’existence des trous noirs n’est pas une conséquence exclusive de la relativité générale : la quasi-totalité des autres théories de la gravitation physiquement réalistes permet également leur existence. La relativité générale, à l’instar de la plupart de ces autres théories de la gravité, non seulement prédit que les trous noirs peuvent exister, mais aussi qu’ils seront formés partout où suffisamment de matière peut être compactée dans une région de l’espace. Par exemple, si l’on compressait le Soleil dans une sphère d’environ trois kilomètres de rayon (soit à peu près quatre millionièmes de sa taille), il deviendrait un trou noir. Si la Terre était compressée dans un volume de quelques centimètres cube, elle deviendrait également un trou noir.

Pour l’astrophysique, un trou noir peut être considéré comme le stade ultime d’un effondrement gravitationnel. Les deux stades de la matière qui, en terme de compacité, précèdent l’état de trou noir, sont ceux atteints par exemple par les naines blanches et les étoiles à neutrons. Dans le premier cas, c’est la pression de dégénérescence des électrons qui maintient la naine blanche dans un état d’équilibre face à la gravité. Dans le second, il ne s'agit pas de la pression de dégénérescence des nucléons, mais de l'interaction forte qui maintient l’équilibre^[13]. Un trou noir ne peut se former suite à l'effondrement d'une naine blanche : celle-ci, en s'effondrant initie des réactions nucléaires qui forment des nucléons plus lourds que ceux qui la composent^[14]. Ce faisant, le dégagement d'énergie qui en résulte est suffisant pour disloquer complètement la naine blanche, qui explose en supernova dite thermonucléaire (ou de type Ia).

Un trou noir se forme lorsque la force de gravité est suffisamment grande pour dépasser l’effet de la pression, chose qui se produit quand l'astre progéniteur dépasse une certaine masse critique. Dans ce cas, plus aucune force connue ne permet de maintenir l’équilibre, et l’objet en question s’effondre complètement. En pratique, plusieurs cas de figures sont possibles : soit une étoile à neutrons accrète de la matière issue d'une autre étoile, jusqu'à atteindre une masse critique, soit elle fusionne avec une autre étoile à neutron (phénomène a priori beaucoup plus rare), soit le cœur d'une étoile massive s'effondre directement en trou noir^[15].

L’hypothèse de l’existence d’un état plus compact que celui d’étoile à neutrons a été proposée dans le courant des années 1980 ; ce serait celui des étoiles à quarks aussi appelées étoiles étranges en raison du nom donné pour des raisons historiques à certains des quarks constituant l’objet, appelés « quarks étranges » ^[16]. Des indications d’une possible détection indirecte de tels astres ont été obtenues depuis le courant des années 1990, sans trancher pour autant définitivement la question^[17], mais cela ne change rien au fait qu'au delà d'une certaine masse ce type d'astre finisse par s'effondrer en trou noir, seule la valeur de la masse limite change.

En 2006, on distingue quatre grandes classes de trous noirs en fonction de leur masse : les trous noirs stellaires, supermassifs, intermédiaires et primordiaux (ou micro trous noirs). L’existence voire l’abondance de chaque type de trou noir est directement liée à la possibilité de leur formation.

Trous noirs stellaires

Illustration de la formation de jets. Au sein d’un système binaire composé d’un trou noir et d’une étoile, cette dernière voit son gaz arraché et aspiré vers le trou noir. En s’approchant le gaz engendre un disque d'accrétion qui fournit la matière dont est composée le jet.

Les trous noirs stellaires ont une masse de quelques masses solaires. Ils naissent à la suite de l’effondrement gravitationnel du résidu des étoiles massives (environ dix masses solaires et plus, initialement). En effet, lorsque la combustion par les réactions thermonucléaires dans le cœur de l’étoile massive se termine, faute de carburant, une supernova se produit. Cette dernière peut laisser derrière elle un cœur qui continue à s’effondrer rapidement.

En 1939, Robert Oppenheimer a montré que si ce cœur a une masse supérieure à une certaine limite (appelée limite d'Oppenheimer-Volkoff, et égale à environ 3,3 masses solaires), la force gravitationnelle l’emporte définitivement sur toutes les autres forces et un trou noir se forme.

L’effondrement vers un trou noir est susceptible d’émettre des ondes gravitationnelles, qui devraient être détectées dans un futur proche avec des instruments tels que le détecteur Virgo de Cascina en Italie, ou avec les deux interféromètres américains de LIGO. Les trous noirs stellaires sont aujourd’hui observés dans les binaires X et les microquasars et sont responsables parfois de l’apparition de jets tels que ceux observés dans certains noyaux actifs de galaxies.

Trous noirs supermassifs

Le jet émis depuis le centre de la galaxie M87 est probablement formé grâce à la présence d’un trou noir supermassif dont la masse est estimée à trois milliards de masses solaires. Seul un côté du jet est visible, il s'agit de celui dirigé vers nous. Celui-ci apparaît bien plus brillant que le contre jet, car ayant sa luminosité considérablement augmentée par l'effet de décalage vers le bleu, alors que le contre jet subit un décalage vers le rouge qui le rend bien moins lumineux.

Les trous noirs supermassifs ont une masse comprise entre quelques millions et quelques milliards de masses solaires. Ils se trouvent au centre des galaxies et leur présence provoque parfois l’apparition de jets et du rayonnement X. Les noyaux de galaxies qui sont ainsi plus lumineux qu’une simple superposition d’étoiles sont alors appelés noyaux actifs de galaxies.

Notre galaxie, la Voie lactée, contient un tel trou noir, ainsi qu’il a été démontré par l’observation des mouvements extrêmement rapides des étoiles proches du trou noir^[18]. En particulier, une étoile nommée S2 a pu être observée lors d’une révolution complète autour d’un objet sombre non détecté en moins de onze ans. L’orbite elliptique de cette étoile l’a amenée à moins de vingt unités astronomiques de cet objet (soit une distance de l’ordre de celle Uranus-Soleil), et la vitesse à laquelle l’orbite est parcourue permet d’assigner une masse d’environ 2,3 millions de masses solaires pour l’objet sombre autour duquel elle gravite. Aucun modèle autre que celui d’un trou noir ne permet de rendre compte d’une telle concentration de matière dans un volume aussi restreint^[19].

Le télescope Chandra a également permis d’observer au centre de la galaxie NGC 6240 deux trous noirs supermassifs en orbite l’un autour de l’autre. La formation de tels géants est encore débattue, mais certains pensent qu’ils se sont formés très rapidement au début de l’univers^[20]^,^[21].

Trous noirs intermédiaires

Les trous noirs intermédiaires sont des objets récemment découverts et ont une masse entre 100 et 10 000 masses solaires^[22]. Dans les années 1970, les trous noirs de masse intermédiaire étaient supposés se former dans le cœur des amas globulaires, mais aucune observation ne venait soutenir cette hypothèse. Des observations dans les années 2000 ont montré l’existence de sources de rayons X ultralumineuses (Ultra-luminous X-ray source en anglais, ou ULX)^[23]. Ces sources ne sont apparemment pas associées au cœur des galaxies où l’on trouve les trous noirs supermassifs. De plus, la quantité de rayons X observée est trop importante pour être produite par un trou noir de 20 masses solaires, accrètant de la matière avec un taux égal à la limite d'Eddington (limite maximale pour un trou noir stellaire).

Trous noirs primordiaux

Les trous noirs primordiaux, aussi appelés micro trous noirs ou trous noirs quantiques, auraient une taille très petite. Ils se seraient formés durant le Big Bang (d’où l’appellation trou noir « primordial »), suite à l’effondrement gravitationnel de petites surdensités dans l’univers primordial. Dans les années 1970, les physiciens Stephen Hawking et Bernard Carr ont étudié un mécanisme de formation des trous noirs dans l’univers primordial. Ils avancèrent l’idée d’une profusion de mini-trous noirs, minuscules par rapport à ceux envisagés par la formation stellaire. La densité et la répartition en masse de ces trous noirs n’est pas connue et dépend essentiellement de la façon dont se produit une phase d’expansion rapide dans l’univers primordial, l’inflation cosmique. Ces trous noirs de faible masse émettent s’ils existent un rayonnement gamma qui pourrait éventuellement être détecté par des satellites comme INTEGRAL. La non détection de ce rayonnement permet de mettre des limites supérieures sur l’abondance et la répartition en masse de ces trous noirs.

Selon certains modèles de physique des hautes énergies, il pourrait être possible de créer des mini-trous noirs similaires en laboratoire^[24], dans des accélérateurs de particules comme le LHC, installé près de Genève, en Suisse.

Observation des trous noirs

Jet de plasma observé en interférométrie dans la galaxie M87. L’effet est imputé au champ magnétique intense à proximité du trou noir supermassif en rotation situé au centre de la galaxie.

Les deux seules classes de trous noirs pour lesquelles on dispose d’observations nombreuses (indirectes, mais de plus en plus précises, voir paragraphe suivant) sont les trous noirs stellaires et supermassifs. Le trou noir supermassif le plus proche est celui qui se trouve au centre de notre Galaxie à environ 8 kilo-parsecs.

Une des premières méthodes de détection d’un trou noir est la détermination de la masse des deux composantes d’une étoile binaire, à partir des paramètres orbitaux. On a ainsi observé des étoiles de faible masse avec un mouvement orbital très prononcé (amplitude de plusieurs dizaines de km/s), mais dont le compagnon est invisible. Le compagnon massif invisible peut généralement être interprété comme une étoile à neutrons ou un trou noir puisqu’une étoile normale avec une telle masse se verrait très facilement. La masse du compagnon (ou la fonction de masses, si l’angle d’inclinaison est inconnu) est alors comparée à la masse limite maximale des étoiles à neutrons (environ 3,3 masses solaires). Si elle dépasse cette limite, on considère que l’objet est un trou noir. Sinon, il peut être une naine blanche.

On considère également que certains trous noirs stellaires apparaissent lors des sursauts de rayons gamma (ou GRB, pour gamma-ray burst en anglais). En effet, ces derniers se formeraient via l’explosion d’une étoile massive (comme une étoile Wolf-Rayet) en supernova, et que dans certains cas (décrits par le modèle collapsar), un flash de rayons gamma est produit au moment où le trou noir se forme. Ainsi, un GRB^[25] pourrait représenter le signal de la naissance d’un trou noir. Des trous noirs de plus faible masse peuvent aussi être formés par des supernovae classiques. Le rémanent de la supernova 1987A est soupçonné d’être un trou noir, par exemple.

Un deuxième phénomène directement relié à la présence d’un trou noir, cette fois pas seulement de type stellaire, mais aussi supermassif, est la présence de jets observés principalement dans le domaine des ondes radio. Ces jets résultent des changements de champ magnétique à grande échelle se produisant dans le disque d’accrétion du trou noir.

Vers l’observation directe ?

La petitesse d’un trou noir stellaire (quelques kilomètres) rend son observation directe impossible. En guise d’exemple, et même si la taille angulaire d'un trou noir est plus grande que celle d’un objet classique, un trou noir d’une masse solaire et situé à un parsec (environ 3,26 années-lumière) aurait un diamètre angulaire de 0,1 micro seconde d'arc. Cependant, la situation est plus favorable pour un trou noir supermassif. En effet, la taille d’un trou noir est proportionnelle à sa masse. Le trou noir du centre galactique a une masse, bien estimée, d’environ 2,6 millions de masses solaires. Son rayon de Schwarzschild est donc d’environ 7 millions de kilomètres. La taille angulaire de ce trou noir, situé à environ 8,5 kiloparsecs est de l’ordre de 30 microsecondes d’arc. Cette résolution est inaccessible dans le domaine visible, mais est assez proche des limites actuellement atteignables en interférométrie radio. La technique de l’interférométrie radio, avec une sensibilité suffisante, est limitée en fréquence au domaine millimétrique. Un gain d’un ordre de grandeur en fréquence permettrait une résolution meilleure que la taille angulaire du trou noir. L’imagerie directe du trou noir du centre galactique est donc envisageable dans les années qui viennent. Le trou noir supermassif situé au centre de la galaxie M87 est environ 2000 fois plus éloigné (18,7 Mpc), mais estimé près de 1300 fois plus massif. Ce trou noir pourrait ainsi devenir le second trou noir imagé après celui de la Voie Lactée^[26]^,^[27].

Exemples de trous noirs stellaires

Cygnus X-1, détecté en 1965, est le premier objet astrophysique connu contenant un trou noir. C’est un système binaire constitué d’un trou noir en rotation et d’une étoile géante.

Les systèmes binaires stellaires qui contiennent un trou noir avec un disque d’accrétion formant des jets sont appelés microquasars, en référence à leurs parents extragalactiques : les quasars. Les deux classes d’objets partagent en fait les mêmes processus physiques. Parmi les microquasars les plus étudiés, on notera GRS 1915+105, découvert en 1994 pour avoir des jets supraluminiques. Un autre cas de tels jets fut détecté dans le système GRO J1655-40. Mais sa distance est sujette à controverse et ses jets pourraient ne pas être supraluminiques. Notons aussi le microquasar très spécial SS 433, qui a des jets persistants en précession, et où la matière se déplace par paquets à des vitesses de quelques fractions de la vitesse de la lumière.

Exemples de trous noirs supermassifs

Image composite en fausses couleurs d’une galaxie contenant un trou noir supermassif produisant des jets. L’image est décomposée en bleu pour les rayons X observé par le satellite Chandra, en jaune l’image dans le domaine optique prise par le Digitized Sky Survey, en vert l’image du NRAO dans le domaine radio, et finalement en rouge l’image radio dans la fréquence spécifique à la raie à 21 cm de l’hydrogène. L’image illustre bien la complémentarité des observations dans des longueurs d’onde très différentes pour étudier les différents aspects des trous noirs. Ici les rayons X montrent les jets et le gaz chaud, l’image optique les étoiles et la poussière interstellaire, l’image radio les jets également, et l’image de l’hydrogène à 21 cm montre la distribution du gaz froid.

Les candidats trous noirs supermassifs ont premièrement été les noyaux actifs de galaxie et les quasars découverts par les radioastronomes dans les années 1960. Cependant, les observations les plus convaincantes de l’existence de trous noirs supermassifs sont celles des orbites des étoiles autour du centre galactique appelé Sagitarius A*. L’orbite de ces étoiles et les vitesses atteintes, ont permis aujourd’hui d’exclure tout autre type d’objet qu’un trou noir supermassif à cet endroit de la galaxie. Par la suite, des trous noirs supermassifs ont été détectés dans de nombreuses autres galaxies.

En février 2005, une étoile géante bleue, appelée SDSS J090745.0+24507 fut observée quittant notre galaxie avec une vitesse deux fois supérieure à la vitesse de libération de la Voie lactée, soit 0,0022 fois la vitesse de la lumière. Quand on remonte la trajectoire de cette étoile, on voit qu’elle croise le voisinage immédiat du centre galactique. Sa vitesse et sa trajectoire confortent donc également l’idée de la présence d’un trou noir supermassif à cet endroit dont l’influence gravitationnelle aurait provoqué l’éjection de cette étoile de la Voie Lactée.

En novembre 2004, une équipe d’astronomes a rapporté la découverte du premier trou noir de masse intermédiaire dans notre galaxie et orbitant à seulement trois années-lumière du centre galactique. Ce trou noir aurait une masse d’environ 1300 masses solaires et se trouve dans un amas de seulement sept étoiles. Cet amas est probablement le résidu d’un amas massif d’étoiles qui a été dénudé par la présence du trou noir central^[28]. Cette observation conforte l’idée que les trous noirs supermassifs grandissent en absorbant des étoiles et autres trous noirs, qui pourra être confirmée par l’observation directe des ondes gravitationnelles émises par ce processus, par l’intermédiaire de l’interféromètre spatial LISA.

En juin 2004, des astronomes ont trouvé un trou noir supermassif, appelé Q0906+6930, au centre d’une galaxie lointaine d’environ 12,7 milliards d’années-lumière, c’est-à-dire lorsque l’univers était encore très jeune^[29]. Cette observation montre que la formation des trous noirs supermassifs dans les galaxies est un phénomène relativement rapide.

Ajouter un commentaire
7644 lectures

Phénomènes célestes

Les galaxies : histoire et classification

Sélection vidéo

Répartition des galaxies

Genèse du concept

Rotation des galaxies

La matière sombre

La Voie Lactée

Observation à l'œil nu

Observations et découvertes

Structure et composition

Le centre galactique

Les quasars

Sélection vidéo

Propriétés

Génération d'émission

Historique

Microquasar

Présentation

Différences entre quasars et microquasars

Jets relativistes et jets supraluminiques

Variabilité

Exemples de microquasars

Les pulsars

Sélection vidéo

Généralité

Histoire

Théorie

Importance

Pulsar binaire

Population

Pulsars binaires et relativité générale

Liste de Pulsars notables

Les étoiles à neutrons

Sélection vidéo

Historique

Masse limite

Taille

Limite avec les trous noirs

Composition

Vitesse de rotation

Formation

Observations

Les différents types d'étoiles à neutrons

Les pulsars

Les magnétars

Notes et références

Les supernovae

Sélection vidéo

Étymologie

Classification spectrale

Principe général

Luminosité

Appellation des supernovæ

Supernovae remarquables

Supernova Historique

Intérêt scientifique

Identifiation d'une supernova historique

Liste des supernovae historiques

Supernovae certaines

Supernovae probables ou possibles

Autres

Le mystère des trous noirs (Partie 2)

Sélection vidéo

Trous noirs et physique fondamentale

Théorèmes sur les singularités

Singularités nues et censure cosmique

Entropie des trous noirs

Évaporation et radiation de Hawking

Paradoxe de l’information

Trous noirs et trous de ver

Le mystère des trous noirs (Partie 1)

Sélection vidéo

Présentation et terminologie

Historique

Propriétés

Quatre types théoriques possibles…

… Et une multitude d’autres

Le trou et le noir…

Horizon des événements