Les trous noirs
Le modèle de ce que nous appelons trou noir n’est pas très ancien. L’appellation est encore plus récente, puisque le terme fut employé pour la première fois en 1967 par John Wheeler. Le trou noir désigne un astre hypothétique capable d’engloutir toute matière passant à sa portée, en raison de son intense champ gravitationnel. Grâce à nos connaissances sur les mécanismes de formation et de mort des étoiles, l’existence des trous noirs peut se traduire en équations. Dés lors, rien ne s’oppose à ce qu’on considère l’hypothèse d’un objet si dense et si massif que la lumière elle-même ne pourrait échapper à sa gravitation. Les conséquences de la gravitation universelle de Newton: « Deux corps quelconques s'attirent en raison directe de leur masse et en raison inverse du carré de la distance de leurs centres de gravité », impliquent que pour échapper à l’attraction gravitationnelle d’un corps céleste, il faudrait dépasser une certaine vitesse. Cette vitesse, minimum nécessaire, est appelée vitesse de libération.
Ci-contre, une image en négatif du disque de la galaxie NGC 7052 qui pourrait renfermer en son centre un trou noir.
En pratique, la vitesse de libération entre dans le calcul de la vitesse nécessaire pour qu’une fusée s’arrache à la gravité terrestre, ainsi, la vitesse de libération de la Terre est de 11,2 km/s. Si on suppose qu’il existe des astres suffisamment massifs pour que la lumière ne puisse pas s’en échapper, cela signifie que la vitesse de libération de ces astres doit être supérieure à celle de la lumière elle même. Les bases de cette théorie ont été émises par John Michell en 1783 et en 1796 par Pierre Simon de Laplace à une époque où ils ne connaissaient pourtant pas encore la vitesse de la lumière.
Les trous noirs ne sont rien d’autre que des résidus d’étoiles massives qui ont explosé en supernova. Après l’explosion, il reste au centre de l’astre mort un noyau ultra dense de quelques kilomètres de diamètre. Ci-dessous, la galaxie NGC 1261 vue par le télescope spatial Hubble. Son contour rappelle un disque d'accrétion entourant un trou noir hyper-massif.
Cette affirmation est fondée sur l’étude de deux cas distincts. Les calculs montrent que si la masse de l’astre ne dépasse pas trois fois celle du Soleil, le noyau dense ne peut alors plus se comprimer suffisamment et demeure en l’état. C’est une étoile à neutrons. Dans le cas où sa masse dépasse trois fois celle du Soleil, la gravité devient alors si forte que l’effondrement sur lui-même se poursuit et l’astre mort devient un trou noir. En 1997, une équipe d’astrophysique du CEA a réussi pour la première fois à observer ce qu’ils considèrent comme un phénomène susceptible de se produire à proximité d’un trou noir. L’astre baptisé GRS 1915+105 est un micro quasar constitué d'une étoile d'une masse équivalente à celle du Soleil qui tourne en un mois autour d'un trou noir 10 fois plus massif que le Soleil. En principe, on peut observer ce qui se passe dans le voisinage d'un trou noir, mais pas le trou noir lui-même, car la lumière ne pouvant s‘en échapper, il demeure invisible.
Le trou noir reste donc une théorie argumentée et plausible mais jamais observée avec certitude. Rien ne prouve actuellement qu'une étoile puisse atteindre un degré d'effondrement sur elle-même plus important que lorsqu'elle devient une étoile à neutrons. (Ce que les calculs considèrent comme une condition nécessaire pour arriver au stade de trou noir). À titre indicatif, un trou noir de la taille d’une bille serait aussi massif que la Terre !