Les naines blanches (particularités) Quelques chiffres et données Une naine blanche possède une température variant entre 5 000 et 100 000 °K. Ces naines blanches ne peuvent plus que rayonner leur chaleur résiduelle en se refroidissant irrémédiablement. Une fois leur température assez basse, elles deviendront invisibles (elles seront, comme nous l'avons vu, devenues des naines noires). Une naine blanche est typiquement de la taille de la Terre, pour une masse comprise entre 0,4 et 1,4 masse solaire. La densité y est donc très élevée : Un verre d'eau rempli de matière y pèse plus de 50 tonnes ! Les naines blanches sont des étoiles en rotation rapide, car elles conservent la rotation de l'étoile initiale tout en étant beaucoup plus petites (conservation du moment cinétique). Elles peuvent de plus posséder un champ électrique et magnétique assez intense pour se comporter comme des accélérateurs de particules et émettre dans le domaine des radiofréquences ou des rayons X. Le phénomène des novae Certains systèmes solaires sont doubles ; deux étoiles se sont mutuellement prises dans leur champ gravitationnel et tournent l'une autour de l'autre sous forme de huit. On appelle cela un système binaire et le « 8 » un lobe de Roche (du nom du physicien qui les a découvert). Supposons maintenant qu''une des deux étoiles du système binaire soit une naine blanche et que l'autre étoile déborde de son lobe de Roche (du « 8 » formé entre les deux étoiles tournant l'une sur l'autre), c'est-à-dire que ses couches externes vont se trouver dans le champ gravitationnel de la naine blanche. La matière de l'enveloppe va alors être arrachée à celle-ci par le champ de gravité de l'étoile naine. Cette matière va se condenser en un disque d'accélération autour de la naine blanche, et tomber vers la surface de cette dernière. Lorsque la température et la pression dans ce disque seront assez élevées, une réaction thermonucléaire va pouvoir s'amorcer, induisant ainsi un flash de lumière qui peut rayonner comme 10 000 soleils : c'est le phénomène de la nova, qui peut se répéter à intervalles plus ou moins réguliers. Etoiles à neutrons et pulsars Suite à l'explosion d'une supernova, le résidu de l'étoile sera appelé étoile à neutrons, comme nous l'avons déjà vu. Pour un diamètre inférieur à 10 km, sa densité sera encore supérieure à celle d'une naine blanche : environ 1 milliard de tonnes par cm3 ! L'étoile à neutrons se crée à une température supérieure à 1 000 milliards de degrés mais elle va se refroidir très rapidement. En effet, elle va chuter à 1 million de degrés en environ 1 000 ans ce qui, à l'échelle stellaire, est très peu. Par la suite, sa température évoluera très lentement. Dans une étoile à neutrons, la dégénérescence (celle qui maintient les naines blanches à l'équilibre) est trop forte pour celle-ci : on obtient alors un phénomène étonnant… Les électrons qui étaient déjà à leur limite sont poussés encore plus loin. Les électrons pénètrent dans l'atome, ils s'annulent alors avec les protons ce qui forme alors un amas de neutrons. Ce phénomène est appelé neutronisation. Bien vite ensuite la gravité reprend le dessus et les compriment à leur tour jusqu'à leur limite (comme pour les électrons) seulement les neutrons, eux, peuvent résister à cette compression tant que la masse de l'étoile est inférieure à une certaine masse évaluée aujourd'hui à 3,2 masses solaires. Il se produit alors d'extraordinaires phénomènes. Premièrement, l'intense effondrement gravitationnel leur donne une grande énergie cinétique (l'énergie due au mouvement) ce qui fait que de jeunes étoiles peuvent atteindre une vitesse de rotation inférieure à une seconde par tour (la Terre, elle, a une vitesse de rotation de 24 heures). Cette vitesse de rotation attire bien souvent les gaz qui l'entourent, ce qui forme une magnétosphère (une atmosphère de plasma qui réagit aux champs magnétiques que l'on trouve chez certaines étoiles à neutrons). Ces étoiles sont appelées alors des pulsars (PULSating stARS ou étoiles pulsantes). Les pulsars sont très petits (environ 10 km de rayon), leur vitesse de rotation est de 33 tours par seconde mais certains pulsars peuvent parfois atteindre des vitesses de 1000 tours par seconde. Les particules de plasma sont alors attirées vers les pôles du fait du champ magnétique où se forment alors d'intenses jets de radiations. Ces impulsions lumineuses sont détectables de la Terre (ondes radios). Certains physiciens comparent ces jets de radiation à un phare stellaire tournant à une vitesse vertigineuse et balayant l'espace. Ce balayement est muni d'une régularité presque sans reproche ; on pourrait presque s'en servir comme horloge stellaire… Au fur et à mesure qu'ils dissipent leur énergie, les pulsars ralentissent leur vitesse. Pour finir, il deviennent de petits corps obscurs, immobiles et sont alors indétectables de la Terre. Les périodes (nombre de tours) des pulsars augmentent lentement et régulièrement au cours du temps. Ainsi, le pulsar du Crabe né en 1054, a une période 0,033 secondes. Les pulsars les plus vieux auraient plusieurs centaines de milliards d'années. Il y a une trentaine d'années, on a découvert l'existence de pulsars doubles : ces pulsars sont en fait composés de deux étoiles à neutrons de même masse qui interagissent l'une part rapport à l'autre, ce qui forme un équilibre assez stable. Il y a une vingtaine d'années, nos chercheurs ont découvert un nouveau type de pulsar : le pulsar ultrarapide. Celui-ci tourne à la vitesse vertigineuse de 640 tours par seconde ! Ces pulsars ultrarapides ont la plupart du temps un champ magnétique assez faible et un âge plutôt avancé, pouvant atteindre le milliard d'années. Les trous noirs En astrophysique, un trou noir est un objet massif dont le champ gravitationnel, la gravité, est si intense qu'il empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s'en échapper. La lumière ne peut s'en échapper et, vu qu'ils n'en émettent aucune, ils sont alors dits noirs. Les trous noirs sont décrits par la théorie de la gravité générale (Cf. annexe A sur les théories actuelles de la physique). Ils ne sont pas directement observables, mais plusieurs techniques d'observation indirecte permettent de les détecter. Par exemple, la matière happée par un trou noir est chauffée à des températures considérables avant d'être engloutie et émet de ce fait une quantité importante de rayons X. Ainsi, même si un trou noir n'émet pas lui-même de rayonnement, il peut néanmoins être détectable par son action sur l'environnement. Un trou noir possède une masse donnée, concentrée en un point appelé singularité gravitationnelle (voir plus loin). Cette masse permet de définir une sphère appelée horizon des événements (voir plus loin), centrée sur la singularité et dont le rayon est une limite maximale en deçà de laquelle le trou noir empêche tout rayonnement de s'échapper. Cette sphère représente en quelque sorte l'extension spatiale du trou noir. Pour un trou noir de masse égale à celle du Soleil, par exemple, son rayon vaut environ 3 km. A des distances dites interstellaires (des millions de kilomètres), un trou noir n'exercera pas plus d'attraction que n'importe quel autre corps de même masse (Cf. annexe B sur la gravitation et les dimensions) ; il ne s'agit donc pas d'un « aspirateur » irrésistible. Par exemple, si le Soleil se trouvait remplacé par un trou noir de même masse, les orbites de ses planètes resteraient inchangées ! Ce n'est qu'en dépassant l'horizon des événements que l'on est irrémédiablement attiré par le trou noir. 1. L'horizon des événements La zone qui délimite la région d'où lumière et matière ne peuvent s'échapper est appelée horizon des événements. On parle parfois de « surface » du trou noir, quoique le terme soit quelque peu impropre (il ne s'agit pas d'une surface solide ou gazeuse comme la surface d'une planète ou d'une étoile). Il ne s'agit pas d'une région présentant des caractéristiques particulières : un observateur qui franchirait l'horizon ne ressentirait rien de spécial à ce moment-là (voir ci-dessous). En revanche, il se rendrait compte qu'il ne peut plus s'échapper de cette région s'il essayait de faire demi-tour. C'est une sorte de point de non retour. En substance, c'est une situation qui est un peu analogue à celle d'un baigneur qui s'éloignerait de la côte. Si par exemple le baigneur ne peut nager que deux kilomètres, il ne ressentira rien s'il s'éloigne à plus d'un kilomètre de la côte. Par contre, s'il fait demi-tour, il se rendra compte qu'il n'a pas assez d'énergie pour atteindre la rive. En revanche, un observateur situé au voisinage de l'horizon remarquera que le temps s'écoule différemment pour lui et pour un observateur situé plus loin du trou noir. Si ce dernier lui envoie des signaux lumineux à intervalles réguliers (par exemple une seconde), alors l'observateur proche du trou noir recevra des signaux plus énergiques (la fréquence des signaux lumineux sera plus élevée, conséquence du décalage vers le bleu subi par la lumière tombant vers le trou noir), et les intervalles de temps séparant deux signaux consécutifs seront plus rapprochés (moins d'une seconde, donc). Cet observateur aura donc l'impression que le temps s'écoule plus vite pour son confrère resté loin du trou noir que pour lui. A l'inverse, l'observateur resté loin du trou noir verra son collègue évoluer de plus en plus lentement, le temps, chez lui, donnant l'impression de s'écouler plus lentement. En fait, à l'endroit où se situe la singularité, au centre du trou noir, le temps devient nul et la gravité infinie ! Si l'observateur distant voit un objet tomber dans un trou noir, les deux phénomènes de dilatation du temps et de décalage vers le rouge vont se combiner. Les éventuels signaux émis par l'objet seront de plus en plus rouges, de moins en moins lumineux (la lumière émise perd de plus en plus d'énergie avant d'arriver à l'observateur lointain), et de plus en plus espacés (rappelons-nous que dans le spectre énergétique, plus une onde se déplace en direction du rouge, puis de l'infrarouge, des micro-ondes et des ondes radio, moins elle possède d'énergie ; à l'inverse, une onde se déplaçant en direction du bleu, du violet, puis, dans l'ordre, de l'ultraviolet, des rayons X, des rayons gamma et des rayons cosmiques, plus son énergie augmente). En pratique, le nombre de photons (particules de lumière) reçus par l'observateur distant va décroître très rapidement, jusqu'à devenir nul : à ce moment-là, l'objet en train de chuter dans le trou noir est devenu invisible. Même si l'observateur distant tente de s'approcher de l'horizon en vue de récupérer l'objet qu'il a eu l'impression de voir s'arrêter juste avant l'horizon (n'oublions pas que le temps s'annule à cet endroit), celui-ci demeurera invisible ! Pour un observateur s'approchant d'une singularité (voir prochain chapitre), ce sont les effets de marée qui vont devenir importants. Ces effets, qui déterminent les déformations d'un objet (le corps d'un astronaute, par exemple) du fait des inhomogénéités du champ gravitationnel, seront inéluctablement ressentis par un observateur s'approchant de trop près d'un trou noir ou d'une singularité. La région où ces effets de marée deviennent importants est entièrement située dans l'horizon pour les trous noirs supermassifs, mais empiète notablement hors de l'horizon pour des trous noirs stellaires (Cf. annexe C : les différents types de trous noirs). Ainsi, un observateur s'approchant d'un trou noir stellaire serait déchiqueté avant de passer l'horizon, alors que le même observateur qui s'approcherait d'un trou noir supermassif passerait l'horizon sans encombre. Il serait tout de même inéluctablement détruit par les effets de marée en s'approchant de la singularité… 2. Singularité Au centre d'un trou noir se situe une région dans laquelle le champ gravitationnel et les distorsions de l'espace (on parle plutôt de courbure de l'espace, comme nous le verrons dans l'annexe B) deviennent infinis. Cette région s'appelle une singularité gravitationnelle. La description de cette région est délicate dans le cadre de la relativité générale (Cf. annexe A) puisque celle-ci ne peut décrire des régions où la courbure devient infinie ! De plus, la relativité générale est une théorie qui ne peut pas incorporer en général des effets quantiques. Or, quand la courbure tend vers l'infini, on peut montrer que celle-ci est nécessairement sujette à des effets de nature quantique. Par conséquent, seule une théorie de la gravitation incorporant tous les effets quantiques (on parle alors de gravitation quantique) serait en mesure de décrire correctement les singularités gravitationnelles. La description d'un singularité gravitationnelle est donc pour l'heure problématique (nous verrons dans l'annexe A que les actuelles théories de la physique ne sont pas compatibles entre elles). Néanmoins, tant que celle-ci est située à l'intérieur d'un trou noir, elle ne peut influencer l'extérieur, de la même façon que la matière située à l'intérieur d'un trou noir ne peut en ressortir. Ainsi, aussi mystérieuses que soient les singularités gravitationnelles, notre incapacité à les décrire, signe de l'existence de limitations de la relativité générale à décrire tous les phénomènes gravitationnels, n'empêche pas la description des trous noirs pour la partie située de notre côté de l'horizon des événements. 3. Formation des trous noirs Pour l'astrophysique, un trou noir peut être considéré comme le stade ultime de l'effondrement gravitationnel d'une étoile. Les deux stades de la matière qui, en terme de compacité, précèdent l'état de trou noir, sont ceux atteints par les naines blanches et les étoiles à neutrons. Dans le premier cas, c'est la pression de dégénérescence des électrons qui maintient la naine blanche dans un état d'équilibre face à la gravité. Dans le second, il ne s'agit pas de la pression de dégénérescence des nucléons (les particules du noyau atomique, soient les protons et les neutrons), mais l'interaction forte qui maintient l'équilibre. Un trou noir ne peut se former suite à l'effondrement d'une naine blanche : celle-ci, en s'effondrant, initie des réactions nucléaires qui forment des nucléons plus lourds que ceux qui la composent. Ce faisant, le dégagement d'énergie qui en résulte est suffisant pour disloquer complètement la naine blanche, qui explose en supernova dite thermonucléaire (ou de type Ia). Un trou noir se forme lorsque la force de gravité est suffisamment grande pour dépasser l'effet de la pression, chose qui se produit quand l'astre pro géniteur dépasse une certaine masse critique. Dans ce cas, plus aucune force connue ne permet de maintenir l'équilibre, et l'objet en question s'effondre complètement. En pratique, plusieurs cas de figure sont possibles : soit une étoile à neutrons accrète de la matière issue d'une autre étoile, jusqu'à atteindre une masse critique, soit elle fusionne avec une autre étoile à neutrons (phénomène à priori beaucoup plus rare), soit le cœur d'une étoile massive s'effondre directement en trou noir. 4. Un peu de SF (aaaaaah !…) Je précise que tout ce qui suit est basé sur des calculs théoriques et des spéculations scientifiques tout à fait sérieux ! Les trous blancs Un trou blanc (aussi appelé fontaine blanche) est un objet théorique qui formerait le symétrique par rapport au temps d'un trou noir, puisque dans un cas rien ne peut sortir d'un trou noir, et dans l'autre rien ne peut pénétrer dans une fontaine blanche. Le trou blanc serait donc le point de sortie théorique d'un trou noir. Un trou noir comprendrait ainsi deux types d'horizons : un horizon « futur » englobant une singularité gravitationnelle et décrivant une région que l'on ne peut quitter une fois que l'on y a pénétré, et un horizon « passé », délimitant une région (le trou blanc) dans laquelle il est impossible de rester et dont on ne peut que sortir. Certains astrophysiciens pensent que les fontaines blanches sont des réalités étant donné que le phénomène d'expansion de l'Univers a pour origine un Big Bang issu d'une singularité… Les trous de ver Le trou de ver (wormhole en anglais) serait, théoriquement, le passage entre le trou noir et la fontaine blanche. Deux singularités pourraient être reliées dans l'hyperespace par un trou de ver, sorte de sas entre deux régions éloignées de l'Univers. Seul inconvénient, nul ne sait comment entretenir un tel passage et lui donner une taille macroscopique (comparable à la nôtre). En effet, ce « pont » dans l'hyperespace est à l'échelle de Planck : il mesurerait 10-33 cm et serait, de plus, instable : il se refermerait sur lui-même en l'espace de 10-43 secondes ! Pire, si on essayait de l'agrandir, il s'autodétruirait… Comme aiment le dire les physiciens, le trou de ver appartient à l' « écume quantique » et obéit aux lois de la probabilité. Totalement différent d'une singularité, un trou de ver est « nu » : il demeurerait visible aux yeux de tous et, plus extraordinaire encore, il permettrait de voyager dans le temps en fonction du sens que l'on prendrait. Ce qui explique son attrait… tout théorique, car il faudrait encore longtemps aux physiciens pour passer au stade expérimental. Du fait qu'un trou de ver permet en théorie à la lumière d'émerger ailleurs dans l'espace-temps, certains astrophysiciens pensent qu'une sorte d'antigravité doit œuvrer dans ce phénomène. Les voyages dans le temps D'après la théorie de la relativité générale d'Einstein, plus un objet se déplace vite, plus il verra le temps s'écouler lentement. Si l'entrée d'un trou de ver (trou noir) reste immobile et sa sortie (fontaine blanche) se déplace à 99,99 % de la vitesse de la lumière, quand il se sera écoulé 48 heures à l'entrée, il ne se sera écoulé que 28 minutes à la sortie. Ainsi, si nous arrivions à construire un trou de ver et à maîtriser la vitesse de sa sortie, nous pourrions voyager dans le temps et choisir le moment de sortie dans le passé ! Certains scientifiques nient la possibilité des voyages temporels à cause du fameux paradoxe du grand-père : si un homme retourne dans le passé et tue son grand-père jeune, cet aïeul n'aura jamais eu d'enfant et cet homme n'aura alors jamais existé. S'il n'a jamais existé, il ne peut pas avoir tué son grand-père, donc il existe bel et bien et peut retourner dans le passé tuer son grand-père… Ce paradoxe est bien-sûr sans fin ! Pour les scientifiques dont je parlais, accepter les voyages dans le temps revient à nier toute cohérence logique. Pour trouver une solution, plusieurs d'entre eux admettent l'hypothèse de mondes parallèles ! En effet, si notre homme part dans un monde parallèle et tue une personne qu'il croit être son grand-père, son action n'aura aucune influence sur son existence et le paradoxe est alors gommé ! Annexe A : Les théories actuelles de la physique Pour des grandeurs et des vitesses correspondant aux normes humaines, la bonne vieille théorie de la gravitation universelle de Newton s'applique toujours. Par contre, ce n'est plus le cas lorsque l'on atteint des vitesses approchant le dixième de la vitesse de la lumière ou pour des distances infinitésimales (de l'ordre des particules atomiques). Deux théories concurrentes et inconciliables doivent être mises en jeu : la relativité générale pour les grandes vitesses et la mécanique quantique pour les distances subatomiques. La relativité générale est une théorie relativiste de la gravitation, c'est-à-dire qu'elle décrit l'influence sur le mouvement des astres de la présence de la matière et, plus généralement d'énergie, en tenant compte des principes de la relativité restreinte (développée avant la théorie générale). La relativité générale englobe et supplante la théorie de la gravitation universelle d'Isaac Newton qui en représente la limite aux petites vitesses (comparées à celle de la lumière) et aux champs gravitationnels faibles. La relativité générale est principalement l'œuvre d'Albert Einstein, dont elle est considérée comme la réalisation majeure, qui l'a élaborée entre 1907 et 1915. La relativité générale est basée sur des concepts radicalement différents de ceux de la gravitation newtonienne. Elle stipule notamment que la gravitation n'est pas une force, mais est la manifestation de la courbure de l'espace-temps, courbure elle-même produite par la distribution de matière. Cette théorie relativiste de la gravitation donne lieu à des effets absents de la théorie newtonienne mais vérifiés, comme l'expansion de l'univers, ou potentiellement vérifiables, comme les ondes gravitationnelles et les trous noirs. La théorie de la gravitation universelle proposée par Newton à la fin du XVIIe siècle se base sur la notion de force de gravitation agissant selon le principe d'action à distance, c'est-à-dire le fait que la force exercée par un corps (par exemple le Soleil) sur un autre (la Terre) est déterminée par leur position relative à un instant donné, et ce quelle que soit la distance les séparant. Ce caractère instantané est incompatible avec l'idée de la relativité restreinte proposée par Einstein en 1905. En effet, selon cette dernière, aucune information ne peut se propager plus vite que la vitesse de la lumière dans le vide. Par ailleurs, le principe de l'action à distance repose sur celui de la simultanéité de deux événements : la force que le Soleil exerce sur la Terre à un instant donné est déterminée par leurs propriétés « à cet instant ». La relativité restreinte stipule que le concept de simultanéité de deux événements n'est pas défini, la notion de simultanéité différant d'un observateur à un autre pour peu que ceux-ci soient animés d'une vitesse relative non nulle. Ces contradictions amènent Einstein dès 1907 à réfléchir à une théorie de la gravitation qui soit compatible avec la relativité restreinte. Le résultat de sa quête sera la théorie de la relativité générale. La mécanique quantique, quand à elle, complète la physique classique, celle-ci échouant dans sa description du monde microscopique ainsi que dans celle de certaines propriétés du rayonnement électronique. Le mot quantique vient du latin quantum (quantité), indiquant par là que l'énergie se déplace par paquets et non de façon continue comme c'est le cas dans le monde macroscopique. Les principes fondamentaux de la mécanique quantique ont été établi essentiellement entre 1922 et 1927 par les physiciens Bohr, Dirac, de Broglie, Heisenberg, Jordan, Pauli et Schrödinger. Ils permettent une description complète de la dynamique d'une particule massive non relativiste. Les principes de base ont été complétés par Bose et Fermi afin d'autoriser la description d'un ensemble de particules identiques, ouvrant la voie au développement d'une physique statistique quantique. La mécanique quantique a repris et développé l'idée de dualité onde-particule introduite par Louis de Broglie en 1924 consistant à considérer les particules de matière non pas seulement comme des corpuscules ponctuels, mais aussi comme des ondes, possédant une certaine étendue spatiale. Niels Bohr a introduit le concept de « complémentarité » pour résoudre cet apparent paradoxe : tout objet physique est bien à la fois une onde et un corpuscule, mais ces deux aspects, mutuellement exclusifs, ne peuvent être observés simultanément. Si l'on observe une propriété ondulatoire, l'aspect corpusculaire disparaît. Réciproquement, si l'on observe une propriété corpusculaire, l'aspect ondulatoire disparaît. Dans le même ordre d'idées, il est impossible d'observer en même temps la position et la vitesse d'une particule (un électron, par exemple) : si on arrive à déterminer avec exactitude la position d'une particule, il y aura une incertitude sur sa vitesse. De même, si l'on arrive à déterminer avec précision la vitesse de cette particule, il y aura une incertitude sur sa position. Ce principe est appelé principe d'incertitude d'Heisenberg, du nom du physicien l'ayant énoncé. Le défit de la physique actuelle est de réussir à trouver une théorie qui unifierait enfin ces deux façons de voir l'Univers : une théorie générale de la gravitation quantique, qui nous permettrait de beaucoup mieux connaître le fonctionnement de notre monde. Un astrophysicien en particulier, le célèbre Dr Stephen Hawking, a fait d'énormes avancées en ce sens. Pour ceux qui voudraient approfondir ce sujet, je leur conseille l'extraordinaire livre de Hawking, « Une brève histoire du temps, du Big Bang aux trous noirs », paru aux Editions Flammarion en 1989. Je m'étais juré de ne pas écrire une seule formule dans cet exposé, mais je ne peux résister au plaisir d'y introduire la plus connue de toutes, due à Einstein : E = m c2 E : Energie m : masse c2 : vitesse de la lumière au carré (constante) Cette simple équation du premier degré, que signifie-t-elle au juste ? Que la masse est proportionnelle à l'énergie ou que la matière est en fait de l'énergie au repos ! Lorsque vous êtes assis sur une chaise, vous êtes certes assis sur de la matière, mais vous êtes surtout assis sur un champ de force… Annexe B : La gravitation et les dimensions Nous savons tous que nous vivons dans un Univers constitué de trois dimensions spatiales et d'une quatrième, non-physique, le temps. En imaginant que notre Univers n'ait que deux dimensions physiques, on peut plus aisément se représenter le phénomène de la gravitation et de la courbure de l'espace-temps qu'un objet provoque. Imaginons que l'Univers soit un filet élastique tendu sur un cadre ; il représentera l'Univers. En y lançant une boule de pétanque (la Terre), cette dernière va creuser le centre du filet. Si on lâche maintenant le cochonnet (la Lune) sur la toile, il sera irrémédiablement attiré par la cavité creusée par la boule et viendra s'y coller. Voilà comment on peut se représenter le phénomène de la gravitation qui attire les objets entre eux et courbe l'espace-temps (en l'occurrence le filet, qui était plat au départ). Bien-sûr, ceci n'est qu'une représentation schématique car, dans la réalité, nous vivons dans un monde à trois et non à deux dimensions physiques. Dans notre exemple, plus l'objet lancé sur le filet sera lourd, plus il y creusera une profonde dépression. On peut alors se représenter un trou noir comme un objet si lourd, qu'il va carrément crever ce filet et y faire un trou, pour disparaître en dessous ! Annexe C : Les différents types de trous noirs Il existe plusieurs sortes de trous noirs. Lorsqu'ils se forment à la suite de l'effondrement gravitationnel d'une étoile, on parle de trous noirs stellaires. Quand on les trouve au centre des galaxies, ils ont une masse pouvant aller jusqu'à plusieurs milliards de masses solaires et on parle alors de trous noirs supermassifs (ou trous noirs galactiques). Entre ces deux échelles de masse, on pense qu'il existe des trous noirs intermédiaires avec une masse de quelques milliers de masses solaires. Des trous noirs de masse bien plus faible, qui auraient été formés au début de l'histoire de l'univers, au Big Bang, sont aussi envisagés, et sont appelés trous noirs primordiaux. Leur existence n'est à l'heure actuelle pas confirmée. Il y aurait, finalement, des micro trous noirs, de la taille de quelques millimètres (certains esprits fantaisistes imaginent que c'est l'une des explications du fameux Triangle des Bermudes : il y aurait, en son centre, un micro trou noir qui aspirerait toute matière approchant son horizon et finirait, un jour, par engloutir la Terre elle-même…). J'espère que ces quelques explications vous auront un peu mieux aidé à comprendre la mécanique compliquée régissant notre Univers. Dans un prochain article, je me propose de vous parler des débuts de cet Univers justement et du phénomène que l'on appelle Big Bang qui y aurait donné naissance. Toutes les questions que vous voudrez poser seront étudiées avec plaisir. De même si vous avez des sujets à proposer dans le cadre de la science (astrophysique ou physique des particules principalement). N'hésitez donc pas à cliquer sur « commentaires » à la fin de l'article !
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