La vitesse de libération
La vitesse de libération de la Terre est définie comme la vitesse initiale qu’un corps doit posséder afin de pouvoir échapper à l’attraction gravitationnelle de notre planète. Elle est d’environ 11 kilomètres par seconde. Ainsi, pour envoyer une sonde vers une autre planète, il est nécessaire de la lancer au moins avec cette vitesse. Sinon, l’engin ne peut pas s’échapper, soit il retombe sur Terre, soit il se retrouve en orbite autour de notre planète tel un satellite.
On peut de la même façon définir une vitesse de libération pour n’importe quel corps céleste, en particulier une étoile. Par exemple, pour le Soleil, elle est de 620 kilomètres par seconde.
Lorsqu’une étoile massive arrive en fin de vie, elle s’effondre sur elle-même. La gravité à sa surface augmente fortement et il est de plus en plus difficile de lui échapper. La vitesse de libération de l’étoile devient donc de plus en plus grande.
Mais cela continue-t-il indéfiniment ? C’est la question que Pierre Simon de Laplace fut le premier à considérer, à la fin du XVIIIe siècle. Que se passe-t-il si la vitesse de libération d’un corps est si grande qu’elle atteint celle de la lumière ?
La fin des étoiles les plus massives
Pour l’astrophysique contemporaine, dans le contexte plus moderne de la relativité générale, un tel corps n’est plus du domaine de la spéculation.
Les naines blanches ont une masse nécessairement inférieure à la masse de Chandrasekhar, environ 1,4 fois celle du Soleil. De la même façon, les étoiles à neutrons ne peuvent pas contenir une quantité arbitrairement grande de matière. La pression de dégénérescence des neutrons n’est capable de supporter qu’un corps de masse inférieure à une limite appelée la limite de Tolman–Oppenheimer–Volkoff, estimée à environ 2,2 fois celle du Soleil.
Or, il n’y a pas de raison qu’un résidu stellaire ne puisse dépasser cette limite. L’étude des différents processus de perte de matière montre qu’une étoile de masse supérieure à environ 20 fois celle du Soleil conduit, après perte de
matière et explosion finale, à un résidu dont la masse est supérieure à cette limite.
Dans ce cas, lors de l’effondrement final, les neutrons sont incapables de résister à la force de gravitation. Le résidu ne s’arrête pas au stade d’étoile à neutrons mais continue de s’effondrer. Lorsque sa taille atteint la vingtaine de kilomètres, la densité et la gravité du résidu atteignent des valeurs si grandes que la vitesse de libération classique atteint effectivement celle de la lumière.
Les trous noirs
Evidemment, dans ces conditions extrêmes, la physique de Newton ne donne pas de résultats fiables. Il faut faire appel à la relativité générale pour décrire l’astre qui se forme. La théorie d’Einstein montre alors que la déformation de l’espace-temps autour du résidu est telle que rien, pas même la lumière, ne peut plus s’échapper. L’étoile est désormais impossible à observer, elle ne se manifeste plus que par une énorme perturbation de l’espace-temps dans son voisinage. L’étoile est devenue un trou noir.
La disparition se produit au moment où le rayon de l’étoile atteint une valeur critique appelée le rayon de Schwarzschild qui est fonction de la masse de l’étoile. Ce rayon définit en quelque sorte la surface du trou noir. Il correspond à la distance à laquelle la lumière n’est plus capable de s’échapper et où la communication avec le reste de l’Univers devient impossible.
Une fois le rayon de Schwarzschild dépassé, le résidu stellaire continue à se contracter jusqu’à finalement atteindre un état de densité infinie, une singularité où l’espace et le temps sont infiniment distordus.
Les trois paramètres d’un trou noir
Avant de passer en revue les fascinantes propriétés de l’espace-temps autour d’un trou noir, remarquons encore une propriété remarquable de ces objets : contrairement à tous les autres corps de l’Univers, ces astres peuvent être complètement décrits à l’aide d’un nombre de paramètres minuscule. Il suffit de connaître leur masse, leur moment angulaire, qui caractérise la rotation, et leur charge électrique.
Cette simplicité est à comparer avec une description complète d’une étoile normale qui devrait prendre en compte toutes les particules mises en jeu, leur masse, leur position, leur vitesse ou leur énergie, et nécessiterait ainsi un nombre invraisemblable de données.
Au contraire, toute l’information sur un trou noir est contenue dans trois paramètres. La raison en est simple : lorsque l’étoile massive s’écroule sur elle-même, toute l’information sur ses particules disparaît à l’intérieur du rayon de
Schwarzschild. Toute cette information est donc perdue pour le monde extérieur et le trou noir apparaît alors comme une simple déformation de l’espace-temps, que trois nombres suffisent à définir.
Mis à jour le 24/08/2023 par Olivier Esslinger