Une vue simulée d’un trou noir du film ‘Interstellar’ de 2014. Image : YouTube
- Les trous noirs avalent la lumière, mais leur forte attraction gravitationnelle exerce d’autres effets sur leur voisinage qui trahissent leur présence.
- Ces objets cosmiques tordent l’espace-temps sur eux-mêmes, piègent les informations et déforment le chemin de la lumière. Voir un trou noir, c’est donc voir toutes ces choses à la fois.
- Imager un trou noir à son tour n’est pas une mince affaire, nécessitant des avancées dans de multiples domaines, notamment la radioastronomie, les vols spatiaux, les systèmes GPS et l’informatique.
Le 12 mai, une équipe internationale de scientifiques a publié une image du trou noir au centre de la galaxie de la Voie lactée. Nommé Sagittarius A*, il pèse sept millions de fois plus que le Soleil et se trouve à 27 000 années-lumière.
Imaging Sagittarius A* était un exploit en deux parties – la physique et la technologie – et approfondir chacune donne un aperçu des facettes distinctes de l’imagerie d’un objet si bizarre qu’il semble être capable de plier la lumière autour de lui.
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la physique
Voir quelque chose, c’est voir les rayons de lumière provenant de la direction de l’objet. Si vous lisez ceci sur votre smartphone, son écran émet de la lumière qui atteint vos yeux puis votre cerveau, ce qui donne un sens aux informations qui y sont codées. Si vous regardez juste au-delà vers un autre objet à proximité, comme votre bureau ou un mur devant, ils n’émettent pas leur propre lumière mais diffusent la lumière d’une autre source, comme le Soleil ou une lampe.
La lumière provenant d’un trou noir proche est une lumière provenant de sources proches qu’il a déformée. En suivant et en étudiant avec précision ces distorsions, nous pouvons apercevoir le trou noir lui-même.
La caractéristique déterminante d’un trou noir est sa prodigieuse attraction gravitationnelle. C’est aussi ce qui définit tout quatre parties qui forment généralement un trou noir. l’un est le singularité lui-même – le point au centre du trou noir vers lequel tous les objets à l’intérieur du trou noir se déplacent, le point où l’attraction gravitationnelle est infinie. La deuxième est la horizon des événements, connue familièrement sous le nom de surface du trou noir : elle marque la distance jusqu’à laquelle tout objet tombera vers la singularité et ne pourra pas s’en échapper. Le troisième est le ergosphère, la région de l’espace près de l’horizon des événements où les objets se courberont autour du trou noir mais ne tomberont pas vers l’intérieur dans la singularité. Le quatrième est le disque d’accrétionun anneau d’objets en orbite autour du trou noir, comme des planètes autour d’une étoile.
L’équipe internationale qui a imagé Sagittarius A* – appelée collaboration Event Horizon Telescope (EHT) – a capturé l’horizon des événements, l’ergosphère et le disque d’accrétion, mais pas la singularité. C’est évident : la lumière qui est au-delà de l’horizon des événements ne se sera jamais échappée dans l’espace, donc aucune information de la singularité ne pourra jamais nous parvenir.
L’horizon des événements n’est lui-même visible que sous la forme d’une région sombre entourée d’un halo jaune orangé brillant. Cette tache sombre est aussi appelée l’ombre (et donc les gros titres sur EHT ayant capturé « l’ombre d’un trou noir »). C’est le volume d’espace autour duquel la lumière s’est courbée – dont nous pouvons comprendre la physique en utilisant la théorie de la relativité générale d’Albert Einstein publiée il y a 107 ans.
Selon la relativité générale, la masse enroule l’espace-temps autour d’elle-même. Plus la densité de masse dans une zone est élevée, plus l’étendue de la courbure est importante. Lorsque la lumière se déplace le long d’un tel espace-temps courbe, il nous semble suivre une trajectoire courbe. (La force que les objets ressentent en raison de la trajectoire incurvée est ce que nous appelons la gravité. En d’autres termes, l’attraction gravitationnelle d’un objet ne courbe pas directement la trajectoire de la lumière. Au lieu de cela, elle déforme l’espace-temps et la lumière coule simplement le long de sa nouvelle forme. )
Les trous noirs sont si denses – c’est-à-dire qu’ils contiennent tellement de masse dans un volume relativement petit – qu’ils courbent complètement l’espace-temps. Imaginez que l’espace-temps soit une nappe. Si vous placez une balle en dessous, la façon dont la feuille s’écoule autour de la balle sur le dessus correspond à la façon dont l’espace-temps se courbe autour d’une masse. Les trous noirs, cependant, enrouleraient complètement la feuille autour d’eux-mêmes – de sorte que la lumière qui coule sur la feuille tournera et tournera en cercles, piégée à la surface de la sphère. D’où le nom « horizon des événements » : un événement est le nom d’un point sur le continuum de l’espace-temps, et les événements de chaque côté de l’horizon des événements ne peuvent pas passer de l’autre côté.
La lumière qui coule sous la feuille entrera directement et sera perdue à jamais. La lumière qui circule dans l’ergosphère, cependant, sera forte et pourrait éventuellement s’échapper dans une direction différente. En fait, l’effet de distorsion d’un trou noir est si complet que si vous flashez de la lumière à un angle tel qu’elle pénètre dans l’ergosphère, la lumière pourrait suivre un chemin qui fait complètement le tour du trou noir puis revient vers vous. C’est pourquoi vous voyez un mince anneau de lumière autour d’un trou noir. Cela ressemble à un paradoxe mais c’est la magie de l’ergosphère.
L’ergosphère exerce également effets de marée sur la lumière : c’est-à-dire que la lumière qui pénètre dans l’ergosphère doit co-tourner avec le trou noir, de sorte qu’elle est effectivement entraînée. C’est ce qu’on appelle l’effet Lense-Thirring. Elle a deux conséquences particulièrement intéressantes. Premièrement, la lumière qui pénètre dans l’ergosphère dans le sens opposé à celui de la rotation du trou noir sera obligée de se retourner et de commencer à se déplacer le long de la rotation. Deuxièmement, rien ne peut rester immobile dans l’ergosphère, car ici la gravité du trou noir tord activement l’espace-temps lui-même autour de lui.
Ensuite, il y a le disque d’accrétion, où des millions et des millions de tonnes de matière intergalactique – gaz, poussière et roches – orbitent autour du trou noir. (L’ergosphère et le disque peuvent se chevaucher.) Les objets de cette ceinture sont accélérés et rapprochés, et chauffés par friction. En conséquence, ils émettent un rayonnement électromagnétique de haute énergie comme les rayons X.
Considérez maintenant tous ces effets ensemble et vous pourrez peut-être avoir une idée de ce que vous regardez vraiment lorsque vous regardez un trou noir. Il y a un mince anneau de lumière autour de lui. Il y a aussi plus de lumière du côté où le trou noir tourne vers vous. Il y a un halo lumineux émettant un rayonnement de haute énergie. Et il y a une tache sphéroïde de noir d’obsidienne vaguement près du centre.
Dans l’ensemble, c’est un site d’activité intense – mais la même activité, ainsi que notre éloignement de celui-ci, rend très difficile la vision réelle de ces choses. Cela nous amène aux technologies dont nous avons besoin pour imager un trou noir.
II
Technologie
L’EHT n’est pas un télescope unique mais un ensemble de radiotélescopes qui fonctionnent à l’unisson.
Chaque radiotélescope traite les signaux radio provenant de l’espace extra-atmosphérique comme des ondes – et c’est pourquoi le télescope lui-même ne “voit” pas le signal comme nos yeux voient la lumière. Au lieu de cela, un radiotélescope est un antenne† Il se compose d’une grande structure en forme de parabole qui « capte » les ondes radio et, à l’aide d’ordinateurs, reconstruit l’image de leur source.
Le plus petit niveau de détail de cette image est déterminé par la résolution angulaire de l’antenne. Plus la résolution angulaire est élevée, plus l’image aura de détails fins. La façon de l’augmenter est simple : plus la parabole est large, plus la résolution angulaire sera élevée. (Pour être plus exact, la résolution angulaire d’une antenne parabolique est directement proportionnelle au diamètre de la parabole et inversement proportionnelle à la longueur d’onde des ondes radio.) La résolution de l’observatoire radio FAST en Chine – l’un des meilleurs single- antennes radio paraboliques dans le monde aujourd’hui en raison de sa taille – est de 174 secondes d’arc (as).
Même s’il y a des signaux de nombreuses fréquences provenant de près du trou noir, les ondes radio sont suffisamment grandes pour que la plupart d’entre elles ne soient pas gênées par des objets dans le disque d’accrétion du trou noir – et tout autre objet que les ondes peuvent rencontrer lors de leur passage. espace. D’autre part, les rayons X, le rayonnement infrarouge et la lumière visible sont absorbés ou diffusés.
Cependant, les ondes radio provenant de près du Sagittaire A * sont si faibles, ayant parcouru 27 000 années-lumière et nous traversant dans un faisceau si large qu’une seule antenne ne pourra pas “collecter” suffisamment d’ondes radio pour les assembler. une image significative d’un trou noir dans un laps de temps raisonnable – voire pas du tout. Ou nous le pourrions si nous construisions un radiotélescope avec une résolution angulaire ultra-élevée – nécessitant une parabole aussi large que la Terre elle-même1. Mais c’est impossible (le gigantesque observatoire FAST lui-même ne fait que 500 mètres de large). Au lieu de cela, les physiciens et les ingénieurs ont trouvé une alternative intelligente.
Lorsque plusieurs télescopes fonctionnent ensemble, la distance maximale entre les télescopes est appelée la ligne de base† Dans une seule antenne radio, la ligne de base est égale au diamètre de la parabole. Mais le Submillimeter Array (SMA) à Hawaï, par exemple, se compose de huit radiotélescopes, chacun avec une parabole de six mètres de large et une ligne de base totale pouvant atteindre 508 mètres. Lorsque le SMA fonctionne de telle manière que les huit antennes se comportent chacune comme si elles étaient un panneau dans une parabole plus grande, la résolution angulaire n’est pas déterminée par le diamètre de chaque parabole mais par la ligne de base globale. En conséquence, le SMA a une résolution angulaire plus de 80 fois meilleure que s’il devait utiliser chacune des antennes séparément.
Coordonner plusieurs télescopes comme celui-ci est une tâche très compliquée. Cela nécessite plusieurs ordinateurs pour s’assurer qu’ils pointent vers la même partie du ciel en même temps et suivent les bonnes fréquences d’ondes. Il nécessite des horloges atomiques pour enregistrer l’heure exacte à laquelle les signaux d’une même source atteignent chacun des télescopes. Et cela nécessite des satellites GPS pour suivre la position de l’antenne par rapport à la source pendant la rotation de la Terre.
Une fois toutes les données collectées (à raison de 2 millions de Go par jour), les physiciens utilisent des grilles ou des supercalculateurs pour les assembler, en utilisant des algorithmes basés sur la théorie de la relativité générale et d’autres concepts, et filtrer le bruit, pour finalement produire l’image.
Les réseaux d’antennes qui fonctionnent ainsi sont appelés interféromètres, et le «donc» est appelé interférométrie à très longue ligne de base. Le radiotélescope géant à ondes métriques (GMRT) de Pune est un interféromètre composé de 30 antennes et a une résolution de 2 as (à 1,7 GHz). L’EHT est un interféromètre qui se compose de huit réseaux sur quatre continents et a une résolution étonnante de 20 µas – 10 000 fois mieux que GMRT et un million de fois mieux que FAST. C’est le genre de résolution nécessaire si nous voulons imager le trou noir au centre de la galaxie de la Voie lactée.
En fait, la collaboration EHT a choisi Sagittarius A* et M87* comme cibles en raison de ses limitations technologiques. Avec sa résolution angulaire déclarée, l’interféromètre EHT pourrait accéder au premier parce qu’il est le plus proche de nous et parce que le second – bien qu’à 54 millions d’années-lumière – est l’un des plus grands du genre connus. Si l’EHT doit imager des trous noirs plus éloignés, et probablement aussi plus petits, il devra augmenter encore sa ligne de base. Il y a quelques idées pour y parvenir en ajoutant des radiotélescopes dans l’espace.
†
La gravité est l’une des quatre forces fondamentales de la nature, mais elle est extrêmement différente des trois autres, qui sont du domaine de la mécanique quantique. Cela n’a pas empêché la nature de donner lieu à une curieuse similitude entre les outils que nous utilisons pour sonder les anomalies gravitationnelles et quantiques.
Les machines comme les détecteurs utilisés pour découvrir le boson de Higgs sont si grosses parce qu’elles doivent produire des particules chargées de très grandes quantités d’énergie. Plus ces particules ont d’énergie, plus la distance de l’espace-temps qu’elles peuvent sonder est petite. Pourtant, les anomalies gravitationnelles que sont les trous noirs nécessitent aussi des assemblages colossaux de verre, de métal et de feu.
Est-ce la nature des anomalies à de tels coûts exactement ?