Comment naissent les trous noirs

Comment le cœur d'une étoile géante s'effondre sur lui-même et se coupe de l'Univers

Étape par étape

Une géante condamnée

Les étoiles de plus d'une vingtaine de fois la masse du Soleil finissent leur vie avec des cœurs si gros et si denses que la supernova habituelle peine à démarrer. Les modèles informatiques suggèrent qu'une bonne partie d'entre elles n'explosent pas du tout.

Celle-ci est inspirée de N6946-BH1, une supergéante rouge d'environ 25 soleils dans la galaxie NGC 6946, à 22 millions d'années-lumière. Des astronomes qui surveillaient des milliers d'étoiles de ce genre pour guetter les disparitions l'ont surprise en 2009.

De l'extérieur, elle ressemble à n'importe quelle supergéante froide et boursouflée : rien n'annonce ce que son cœur s'apprête à faire.

Le cœur cède

Comme dans une supernova, le cœur de fer s'effondre en un quart de seconde et rebondit, formant une étoile à neutrons d'environ 30 km de diamètre. Une onde de choc part, puis cale.

Tout commence comme dans une supernova ordinaire : le cœur de fer, trop lourd pour que ses électrons le soutiennent, s'effondre sur lui-même et se raidit en atteignant la densité d'un noyau d'atome. La nouvelle étoile à neutrons est encore gonflée et chaude, et déverse des neutrinos.

L'onde de choc du rebond s'essouffle en quelques centièmes de seconde et s'arrête à environ 150 km, comme dans tous les effondrements de ce genre. La suite décide si l'étoile explose.

Trop lourd à porter

Ici, les neutrinos ne parviennent pas à relancer le choc. Le gaz continue de pleuvoir sur l'étoile à neutrons, qui passe de 1,8 à 2,3 fois la masse du Soleil en une seconde environ.

Dans les cœurs les plus denses, le gaz tombe si vite que la chaleur des neutrinos ne peut pas repousser le choc. Le choc recule, et les couches internes de l'étoile se déversent sur l'étoile à neutrons à près de la moitié de la vitesse de la lumière.

Une étoile à neutrons est soutenue par la pression de ses neutrons, tassés aussi serré que les noyaux des atomes. Cette pression a une limite : l'étoile à neutrons la plus lourde connue, PSR J0952-0607, a 2,35 fois la masse du Soleil, et aucune ne devrait être beaucoup plus lourde.

Chaque dixième de seconde ajoute de la masse. L'étoile à neutrons n'a plus beaucoup de temps.

Au-delà de la limite

Plus aucune force ne peut la retenir : elle s'effondre en un dix-millième de seconde. Un horizon apparaît en son centre et grandit vers l'extérieur, rejoignant la surface qui tombe au moment précis où celle-ci atteint la taille finale de l'horizon.

C'est l'effondrement le plus simple que la relativité générale décrive exactement, calculé par Robert Oppenheimer et Hartland Snyder en 1939. L'horizon n'est pas quelque chose que la matière de l'étoile forme à sa surface : c'est la limite de la région d'où la lumière ne peut plus sortir, et il commence comme un point au centre.

Une fois la surface à l'intérieur, plus rien de l'étoile ne pourra jamais être vu. Sa matière continue de tomber vers le centre, où la relativité générale prédit une singularité : un point où nos lois actuelles de la physique cessent de fonctionner.

Pour une étoile à neutrons de 2,3 soleils, l'horizon finit par mesurer environ 14 km de diamètre.

Figée, rougie, disparue

Vue de loin, la surface semble ralentir en approchant de l'horizon sans jamais tout à fait l'atteindre. Sa lumière devient plus rouge et plus faible, et en un millième de seconde il ne reste plus rien à voir.

Près de l'horizon, le temps vu de loin s'étire sans limite, et la lumière qui en sort perd de plus en plus d'énergie. Un observateur lointain voit donc l'effondrement ralentir jusqu'à presque s'arrêter, l'étoile figée juste au-dessus de son horizon. Mais cette étoile figée est invisible : sa lumière faiblit d'un facteur trois environ toutes les soixante millionièmes de seconde.

Voilà la vérité derrière une idée répandue, selon laquelle quelqu'un qui tomberait dans un trou noir verrait défiler tout l'avenir de l'Univers. Ce n'est pas le cas : un voyageur qui tombe franchit l'horizon en un instant de son propre temps et n'y voit rien de particulier. Seuls les observateurs lointains ne le voient jamais franchir l'horizon.

Une étoile disparaît

Le reste du cœur tombe en moins d'une heure, et le trou grossit jusqu'à une dizaine de soleils. Les couches externes de l'étoile, peu retenues, s'éloignent en brillant faiblement pendant des mois ; puis il ne reste plus rien à voir.

Les neutrinos emportent tant d'énergie que l'étoile pèse soudain moins lourd, de quelques dixièmes de soleil. Ses couches externes, à peine retenues par la gravité, sentent l'attraction se relâcher et s'éloignent en brillant faiblement : le seul signe, vu de l'extérieur, qu'il s'est passé quelque chose.

C'est ce que les astronomes ont vu en 2009 : N6946-BH1 a brillé comme un million de soleils pendant quelques mois, puis s'est éteinte. En 2015, Hubble ne la trouvait plus en lumière visible, là où se trouvait une étoile de 25 soleils. Il ne reste qu'une faible lueur infrarouge de poussière tiède.

C'est le meilleur cas connu d'une étoile s'effondrant directement en trou noir, même si les astronomes vérifient encore que rien d'autre ne pourrait l'expliquer.

Un trou noir

Le disque noir est son ombre, environ deux fois et demie plus large que l'horizon, car la lumière qui s'approche trop est capturée. Juste autour, la lumière des étoiles de l'arrière-plan est courbée en anneaux ; le fin anneau brillant collé à l'ombre est de la lumière qui a fait le tour du trou avant de s'échapper.

De l'étoile, il ne reste que sa masse, sa rotation et une éventuelle charge électrique : un trou noir n'a pas de surface, rien d'autre qui le distingue. Deux trous noirs de même masse et de même rotation sont exactement identiques.

Notre galaxie devrait abriter une centaine de millions de trous noirs nés ainsi. La plupart sont seuls et sombres, presque impossibles à trouver.

Se nourrir d'une voisine

Un trou noir doté d'une compagne proche peut lui arracher du gaz et former un disque. Chauffé à des millions de degrés, le disque brille en rayons X : c'est ainsi que Cygnus X-1, le premier trou noir découvert, s'est trahi.

Cygnus X-1 est un trou noir de 21 soleils qui tourne autour d'une supergéante bleue d'environ 41 soleils, à 7 200 années-lumière. Ses rayons X ont été découverts en 1964, et au début des années 1970 l'orbite de la compagne a montré que son partenaire invisible était trop lourd pour être autre chose qu'un trou noir.

Le gaz qui spirale vers l'intérieur s'échauffe par frottement, et près du trou il file à une bonne fraction de la vitesse de la lumière. Le côté du disque qui vient vers nous paraît plus brillant que celui qui s'éloigne, et la gravité du trou courbe la face cachée du disque jusqu'à la rendre visible.

En 2024, la sonde Gaia a découvert Gaia BH3, un trou noir de 33 soleils à seulement 1 926 années-lumière, grâce à la façon dont il fait tourner son étoile compagne. Il ne se nourrit de rien et reste sombre.

Des villes aux géants

Les trous noirs nés d'étoiles pèsent de quelques soleils à quelques dizaines. Au centre des galaxies se trouvent des géants : Sagittarius A* a quatre millions de soleils, M87* six milliards et demi, avec un horizon plus large que notre système planétaire.

Un horizon grandit au même rythme que sa masse : environ 6 km de diamètre par soleil. Celui de Sagittarius A* mesure environ 25 millions de km ; celui de M87* environ 38 milliards de km, plusieurs fois l'orbite de Neptune.

Tout ce qui est assez comprimé deviendrait un trou noir. Le Soleil devrait être écrasé en une boule de 6 km de diamètre ; la Terre en une de 18 mm à peine, la taille d'une bille.

Comment les géants sont devenus si gros reste à l'étude. Ils grandissent en avalant du gaz et en fusionnant entre eux, mais le télescope spatial James Webb a trouvé des trous noirs de millions de soleils moins de 500 millions d'années après le Big Bang, qui sont peut-être nés déjà gros : de l'effondrement de nuages de gaz, sans aucune étoile.

Quand deux trous noirs fusionnent, ils secouent l'espace lui-même et émettent des ondes gravitationnelles. Depuis 2015, des détecteurs sur Terre ont capté des centaines de ces fusions.