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Their collaboration yielded great imagery and actually furthered the science of black hole research. Une théorie de Stephen Hawking pourrait être confirmée par ce nouveau trou noir artificiel Seul dans son laboratoire, un physicien israélien a passé sept ans à construire un trou noir artificiel. Ce n'est pas une raison pour s'en approcher de trop près non plus. Une théorie hardie, qui prend sa source dans la physique quantique et déstabilise l'astrophysique depuis presque un demi-siècle.

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Accrétion et rayonnements[ modifier modifier le code ] Le trou noir est souvent entouré de matière diverse, à savoir en majorité des corps stellaires plus ou moins importants, de l'étoile aux nuages gazeux, parfois des débris d'astéroïdes Dans le cas d'un trou noir stellaire en rotation dit de Kerr , la matière peut provenir d'une étoile compagne qui, attirée par la gravité du trou noir, produit autour de celui-ci un disque d'accrétion ce qui provoque un très important rayonnement X.

La matière qui tombe vers le trou noir décrit alors un mouvement en spirale accéléré, elle s'enroule autour de la singularité qui l'attire. Si la matière n'est pas engloutie, parce que trop éloignée ou animé d'une vitesse suffisante pour échapper à l'attraction du trou noir, elle est tout au moins déviée. C'est ce mouvement elliptique bien particulier qui peut être détecté, le plus simple étant alors de considérer soit la lumière visible qui parvient jusqu'à nous, soit les rayonnements X ou infra-rouge.

Lentille gravitationnelle[ modifier modifier le code ] Effet de lentille gravitationnelle Les scientifiques expliquent aujourd'hui grâce au trou noir parfois grâce aux quasars l'effet de lentille gravitationnelle. Les rayons lumineux, qui se propagent en ligne droite à travers l' espace-temps , s'incurvent de façon notable en passant à proximité d'un trou noir.

La lumière est donc déviée en direction de la source gravitationnelle, et elle le fait de manière détectable par nos télescopes [2]. Par exemple, si une galaxie semble anormalement grande compte tenu de ses caractéristiques distance, taille Aux distances astronomiques considérées, la déviation donne naissance à une illusion de grossissement caractéristique, parfois à un dédoublement de l'image perçue.

Rayonnement X [ modifier modifier le code ] La détection du disque d'accrétion, constitué de résidus et de matière stellaires en grande partie, provient d'une perte d' énergie. En effet, les différents constituants du disque entourant le trou noir sont inévitablement amenés à s'entrechoquer dans leur course vers l'horizon. Cette perte d'énergie gravitationnelle de l'ensemble du disque d'accrétion est convertie pour une très large part en transfert thermique. Ce phénomène est amplifié par la compression de plus en plus forte qui s'exerce sur la matière, à mesure qu'elle se rapproche du centre du trou noir et par certains effets de marées complexes [1].

Tout ceci provoque un rayonnement X intense, détectable par les télescopes et satellites modernes le plus connu est le télescope américain Chandra. On pense avoir trouvé des trous noirs de 10 à milliards masses solaires au sein de noyaux galactiques actifs AGN , en utilisant la radioastronomie et l'astronomie rayons X. L'idée selon laquelle il existerait de tels trous noirs supermassifs au centre de la plupart des galaxies, y compris au centre de notre propre Voie lactée , est régulièrement confortée par des observations et des mesures expérimentales.

Ainsi, Sagittarius A est maintenant considéré comme le candidat le plus plausible pour l'emplacement d'un trou noir supermassif au centre de la Voie lactée [1]. Jet de plasma [ modifier modifier le code ] Jet de Plasma dans la galaxie M87 Dans le cas des trous noirs de Kerr en rotation, la matière avalée tournant en leurs centres permettrait de développer un champ magnétique élevé. Des particules de très haute énergie pourraient être émises près du trou noir, par la matière en train de s'y effondrer, ceci provoquant des jets émis le long de l'axe de rotation du trou noir, dans la direction des pôles Nord et Sud.

Dans le cas des trous noirs supermassifs, ayant une masse de plusieurs milliards de fois celle du Soleil, d'immense jets de plasma existeraient. Et en effet, des observations sont venues confirmer ces hypothèses. Il faut donc pouvoir différencier ces deux cas de figures. Dans le second, l'étoile peut se rapprocher bien plus près du centre du trou noir qu'elle ne le ferait avec l'étoile, car le trou noir est souvent bien plus petit. En effet, le rayon de Schwarzschild est généralement faible, de l'ordre de quelques mètres à plusieurs dizaines de kilomètres.

À cette distance, les forces gravitationnelles sont extrêmement importantes. L'activité gravitationnelle émet des ondes gravitationnelles , constituées de gravitons qui traversent l' espace-temps avec les mêmes propriétés que les ondes.

C'est ce qui se passa effectivement, et l'hypothèse selon laquelle un trou noir se situerait au centre de notre Galaxie fut alors formulée. Dans l'absolu, les trois voies de recherche sont liées. Sachant que la masse d'une étoile est aujourd'hui déterminable, la masse de l'éventuel trou noir est simplement déduite par rapport à la masse de l'ensemble du système binaire qui doit être estimée le plus précisément possible.

Le décalage vers le rouge[ modifier modifier le code ] Une première voie d'observation est donc l'étude du spectre de l'étoile. En fait, c'est le spectre qui va permettre d'identifier le système binaire et non l'inverse. Lorsqu'on regarde la zone des infrarouges de l'étoile, on s'aperçoit qu'il varie périodiquement au cours du temps. L'étoile tourne autour du trou noir de manière périodique et son spectre va avoir, d'après un phénomène nommé décalage vers le rouge , la particularité d'osciller du bleu au rouge.

Pourtant, ce seul critère ne suffit pas, car il peut très bien se produire dans le cas d'un système binaire à deux étoiles massives. Si cette masse dépasse la limite d'Oppenheimer-Volkoff environ égale à trois masses solaires , ce sera un trou noir. Il s'agit donc d'étudier une nouvelle fois le rayonnement X. Rayon X dans le système binaire[ modifier modifier le code ] Pour savoir si des rayons X proviennent d'un trou noir, il faut regarder de quelle manière sont émis ces rayons.

Ensuite, pour les différencier, il faut regarder si le disque d'accrétion émet jusqu'au centre du compagnon invisible. Toutefois, pour cette méthode, il faut pouvoir observer précisément tout le système binaire, ce qui implique qu'il soit assez proche de la Terre. Cela nous renvoie aux limites optiques des télescopes et des satellites actuels.

Les trous noirs sont également les principaux candidats pour les objets astronomiques qui émettent de très grandes quantités d' énergie , tels que les quasars et les sursauts gamma [3].

Alors qu'une partie de la matière de l'étoile est absorbée par le trou noir, une autre partie, en s'effondrant sur elle-même produit d'intenses radiations facilement observables tidal disruption flares [4].

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