Les toiles

Les trous noirs

En astrophysique, un trou noir est un objet massif dont le champ gravitationnel est si intense qu'il empche toute forme de matire ou de rayonnement de s'en chapper. De tels objets n'mettent donc pas de lumire et sont alors noirs. Les trous noirs sont dcrits par la thorie de la relativit gnrale. Ils ne sont pas directement observables, mais plusieurs techniques d'observation indirecte dans diffrentes longueurs d'onde ont t mises au point et permettent d'tudier les phnomnes qu'ils induisent sur leur environnement. En particulier, la matire qui est happe par un trou noir est chauffe des tempratures considrables avant d'tre engloutie et met de ce fait une quantit importante de rayons X. Ainsi, mme si un trou noir n'met pas lui-mme de rayonnement, il peut nanmoins tre dtectable par son action sur son environnement. L'existence des trous noirs est une certitude pour la quasi-totalit de la communaut scientifique concerne (astrophysiciens et physiciens thoriciens).

Reprsentation artistique d'un trou noir.

Reprsentation artistique d'un trou noir.

Prsentation

Un trou noir possde une masse donne, concentre en un point appel singularit gravitationnelle. Cette masse permet de dfinir une sphre appele horizon du trou noir, centre sur la singularit et dont le rayon est une limite maximale en-de duquel le trou noir empche tout rayonnement de s'chapper. Cette sphre reprsente en quelque sorte l'extension spatiale du trou noir. Pour un trou noir de masse gale la masse du Soleil, son rayon vaut environ 3 kilomtres. une distance interstellaire (en millions de kilomtres), un trou noir n'exerce pas plus d'attraction que n'importe quel autre corps de mme masse ; il ne s'agit donc pas d'un " aspirateur " irrsistible. Par exemple, si le Soleil se trouvait remplac par un trou noir de mme masse, les orbites de ses plantes resteraient inchanges.

Il existe plusieurs sortes de trous noirs. Lorsqu'ils se forment la suite de l'effondrement gravitationnel d'une toile, on parle de trou noir stellaire. Quand on les trouve au centre des galaxies, ils ont une masse pouvant aller jusqu' plusieurs milliards de masses solaires et on parle alors de trou noir supermassif (ou trou noir galactique). Entre ces deux chelles de masse, on pense qu'il existe des trous noirs intermdiaires avec une masse de quelques milliers de masses solaires. Des trous noirs de masse bien plus faible, qui auraient t forms au dbut de l'histoire de l'univers, au Big Bang, sont aussi envisags, et sont appels trous noirs primordiaux. Leur existence n'est, l'heure actuelle, pas confirme.

Il est impossible d'observer directement un trou noir. Il est cependant possible de dduire sa prsence par son action gravitationnelle sur son environnement, notamment au sein des microquasars et des noyaux actifs de galaxies, o de la matire proximit tombant sur le trou noir va se trouver considrablement chauffe et mettre un fort rayonnement X. Les observations permettent ainsi de dceler l'existence d'objets massifs et de trs petite taille. Les seuls objets que ces observations impliquent et qui sont compatibles dans le cadre de la relativit gnrale sont les trous noirs.

Proprits

Un trou noir est un objet astrophysique comme un autre. Il se caractrise par le fait qu'il est trs difficile observer directement (voir ci-dessous), et que sa rgion centrale ne peut tre dcrite de faon satisfaisante par les thories physiques en leur tat du dbut du XXIe sicle car elle abrite une singularit gravitationnelle. Cette dernire ne peut tre dcrite que dans le cadre d'une thorie de la gravitation quantique, manquante ce jour. Par contre, on sait parfaitement dcrire les conditions physiques qui rgnent dans son voisinage immdiat, de mme que son influence sur son environnement, ce qui permet de les dtecter par diverses mthodes indirectes.

Par ailleurs, les trous noirs sont tonnants en ce qu'ils sont dcrits par un trs petit nombre de paramtres. En effet, leur description, dans l'univers dans lequel nous vivons, ne dpend que de trois paramtres : la masse, la charge lectrique et le moment cintique. Tous les autres paramtres du trou noir (par exemple sa taille ou sa forme) sont fixs par ceux-l. Par comparaison, la description d'une plante fait intervenir des centaines de paramtres (composition chimique, diffrenciation de ses lments, convection, atmosphre, etc.). La raison pour laquelle un trou noir n'est dcrit que par ces trois paramtres est connue depuis 1967 : c'est le thorme de calvitie dmontr par Werner Israel. Celui-ci explique que les seules interactions fondamentales longue porte tant la gravitation et l'lectromagntisme, les seules proprits mesurables des trous noirs sont donnes par les paramtres dcrivant ces interactions, savoir la masse, le moment cintique et la charge lectrique.

Pour un trou noir, la masse et la charge lectrique sont des proprits habituelles que dcrit la physique classique (c'est--dire non-relativiste) : le trou noir possde un champ gravitationnel proportionnel sa masse et un champ lectrique proportionnel sa charge. L'influence du moment cintique est par contre spcifique la relativit gnrale. Celle-l stipule en effet qu'un corps en rotation va avoir tendance " entraner " l'espace-temps dans son voisinage. Ce phnomne, non encore observ l'heure actuelle dans le systme solaire en raison de son extrme faiblesse pour des astres non compacts, est connu sous le nom d'effet Lense-Thirring (aussi appel frame dragging, en anglais). Il prend une amplitude considrable au voisinage d'un trou noir en rotation, au point qu'un observateur situ dans son voisinage immdiat serait invitablement entran dans le sens de rotation du trou noir. La rgion o ceci se produit est appele ergorgion.

Types thoriques de trous noirs possible

Un trou noir possde toujours une masse non nulle. En revanche, ses deux autres caractristiques, savoir le moment cintique (rotation) et la charge lectrique, peuvent en principe prendre des valeurs nulles (c'est--dire gales zro) ou non nulles. La combinaison de ces tats permet de dfinir quatre types de trous noirs.

Quand la charge lectrique et le moment cintique sont nuls, on parle de trou noir de Schwarzschild, du nom de Karl Schwarzschild qui, le premier, a mis en vidence ces objets comme solutions des quations de la relativit gnrale (les quations d'Einstein), en 1916.

Reprsentation d'un trou noir de Schwarzschild.

Reprsentation d'un trou noir de Schwarzschild.


Quand la charge lectrique est non nulle et le moment cintique nul, on parle de trou noir de Reissner-Nordstrm. Ces trous noirs ne prsentent pas d'intrt astrophysique notable car aucun processus connu ne permet de fabriquer un objet compact conservant durablement une charge lectrique significative ; celle-ci se dissipe normalement rapidement par absorption de charges lectriques opposes prises son environnement. Un trou noir de Reissner-Nordstrm est donc un objet thorique trs improbable dans la nature.

Reprsentation d'un trou noir de Reissner-Nordstrom.

Reprsentation d'un trou noir de Reissner-Nordstrom.


Si le trou noir possde un moment cintique (c'est--dire qu'il est en rotation sur lui-mme) mais n'a pas de charge lectrique, on parle de trou noir de Kerr, du nom du mathmaticien no-zlandais Roy Kerr qui a trouv la formule dcrivant ces objets en 1963. Contrairement aux trous noirs de Reissner-Nordstrm et de Schwarzschild, les trous noirs de Kerr prsentent un intrt astrophysique considrable, car les modles de formation et d'volution des trous noirs indiquent que ceux-ci ont tendance absorber la matire environnante par l'intermdiaire d'un disque d'accrtion dans lequel la matire tombe en spiralant toujours dans le mme sens dans le trou noir. Ainsi, la matire communique du moment cintique au trou noir qui l'engloutit. Les trous noirs de Kerr sont donc les seuls que l'on s'attend rellement rencontrer en astronomie. Cependant, il reste possible que des trous noirs moment cintique trs faible, s'apparentant en pratique des trous noirs de Schwarzschild, existent.

Reprsentation d'un trou noir de Kerr.

Reprsentation d'un trou noir de Kerr.


La version lectriquement charge du trou noir de Kerr, dote comme lui d'une rotation, est connue sous le nom de trou noir de Kerr-Newman et ne prsente comme le trou noir de Reissner-Nordstrm ou celui de Schwarzschild que peu d'intrt astrophysique eu gard sa trs faible probabilit.

Reprsentation d'un trou noir de Kerr-Newman

Reprsentation d'un trou noir de Kerr-Newman

L'horison des vnements

La zone qui dlimite la rgion d'o lumire et matire ne peuvent s'chapper, est appele " horizon des vnements ". 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 plante ou d'une toile). Il ne s'agit pas d'une rgion qui prsente des caractristiques particulires : un observateur qui franchirait l'horizon ne ressentirait rien de spcial ce moment-l (voir ci-dessous). Par contre, il se rendrait compte qu'il ne peut plus s'chapper de cette rgion 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 celle d'un baigneur qui s'loignerait de la cte. Si par exemple le baigneur ne peut nager que deux kilomtres, il ne ressentira rien s'il s'loigne plus d'un kilomtre de la cte. Par contre, s'il fait demi-tour, il se rendra compte qu'il n'a pas assez d'nergie pour atteindre la rive.

En revanche, un observateur situ au voisinage de l'horizon remarquera que le temps s'coule diffremment pour lui et pour un observateur situ loin du trou noir. Si ce dernier lui envoie des signaux lumineux intervalles rguliers (par exemple une seconde), alors l'observateur proche du trou noir recevra des signaux plus nergtiques (la frquence des signaux lumineux sera plus leve, consquence du dcalage vers le bleu subi par la lumire qui tombe vers le trou noir), et les intervalles de temps sparant deux signaux conscutifs seront plus rapprochs (moins d'une seconde, donc). Cet observateur aura donc l'impression que le temps s'coule plus vite pour son confrre rest loin du trou noir que pour lui. l'inverse, l'observateur rest loin du trou noir verra son collgue voluer de plus en plus lentement, le temps chez celui-ci donnant l'impression de s'couler plus lentement.

Si l'observateur distant voit un objet tomber dans un trou noir, les deux phnomnes de dilatation du temps et de dcalage vers le rouge vont se combiner. Les ventuels signaux mis par l'objet seront de plus en plus rouges, de moins en moins lumineux (la lumire mise perd de plus en plus d'nergie avant d'arriver l'observateur lointain), et de plus en plus espacs. En pratique, le nombre de photons reus par l'observateur distant va dcrotre trs rapidement, jusqu' devenir nul : ce moment-l l'objet en train de chuter dans le trou noir est devenu invisible. Mme si l'observateur distant tente d'approcher l'horizon en vue de rcuprer l'objet qu'il a eu l'impression de voir s'arrter juste avant l'horizon, celui-ci demeurera invisible.

Pour un observateur s'approchant d'une singularit, ce sont les effets de mare qui vont devenir importants. Ces effets, qui dterminent les dformations d'un objet (le corps d'un astronaute, par exemple) du fait des inhomognits du champ gravitationnel, seront inluctablement ressentis par un observateur s'approchant de trop prs d'un trou noir ou d'une singularit. La rgion o ces effets de mare deviennent importants est entirement situe dans l'horizon pour les trous noirs supermassifs, mais empite notablement hors de l'horizon pour des trous noirs stellaires. Ainsi, un observateur s'approchant d'un trou noir stellaire serait dchiquet avant de passer l'horizon, alors que le mme observateur qui s'approcherait d'un trou noir supermassif passerait l'horizon sans encombre. Il serait tout de mme inluctablement dtruit par les effets de mare en s'approchant de la singularit.

La singularit

Au centre d'un trou noir se situe une rgion dans laquelle le champ gravitationnel et les distorsions de l'espace (on parle plutt de courbure de l'espace) deviennent infinis. Cette rgion s'appelle une singularit gravitationnelle. La description de cette rgion est dlicate dans le cadre de la relativit gnrale puisque celle-ci ne peut dcrire des rgions o la courbure devient infinie.

De plus, la relativit gnrale est une thorie qui ne peut pas incorporer en gnral des effets gravitationnels d'origine quantique. Or quand la courbure tend vers l'infini, on peut montrer que celle-ci est ncessairement sujette des effets de nature quantique. Par consquent, seule une thorie de la gravitation incorporant tous les effets quantiques (on parle alors de gravitation quantique) est en mesure de dcrire correctement les singularits gravitationnelles.

La description d'une singularit gravitationnelle est donc pour l'heure problmatique. Nanmoins, tant que celle-ci est situe l'intrieur d'un trou noir, elle ne peut influencer l'extrieur d'un trou noir, de la mme faon que de la matire situe l'intrieur d'un trou noir ne peut en ressortir. Ainsi, aussi mystrieuses que soient les singularits gravitationnelles, notre incapacit les dcrire, signe de l'existence de limitations de la relativit gnrale dcrire tous les phnomnes gravitationnels, n'empche pas la description des trous noirs pour la partie situe de notre ct de l'horizon des vnements.

La formation des trous noirs

La possibilit de l'existence des trous noirs n'est pas une consquence exclusive de la relativit gnrale : la quasi-totalit des autres thories de la gravitation physiquement ralistes permet galement leur existence. La relativit gnrale, l'instar de la plupart de ces autres thories de la gravit, non seulement prdit que les trous noirs peuvent exister, mais aussi qu'ils seront forms partout o suffisamment de matire peut tre compacte dans une rgion de l'espace. Par exemple, si l'on compressait le Soleil dans une sphre d'environ trois kilomtres de rayon (soit peu prs quatre millionimes de sa taille), il deviendrait un trou noir. Si la Terre tait compresse dans un volume de quelques centimtres cube, elle deviendrait galement un trou noir.

Pour l'astrophysique, un trou noir peut tre considr comme le stade ultime d'un effondrement gravitationnel. Les deux stades de la matire qui, en termes de compacit, prcdent l'tat de trou noir, sont ceux atteints par exemple par les naines blanches et les toiles neutrons. Dans le premier cas, c'est la pression de dgnrescence des lectrons qui maintient la naine blanche dans un tat d'quilibre face la gravit. Dans le second, il ne s'agit pas de la pression de dgnrescence des nuclons, mais de l'interaction forte qui maintient l'quilibre. Un trou noir ne peut se former suite l'effondrement d'une naine blanche : celle-ci, en s'effondrant initie des ractions nuclaires qui forment des nuclons plus lourds que ceux qui la composent. Ce faisant, le dgagement d'nergie qui en rsulte est suffisant pour disloquer compltement la naine blanche, qui explose en supernova dite thermonuclaire (ou de type Ia).

Un trou noir se forme lorsque la force de gravit est suffisamment grande pour dpasser l'effet de la pression, chose qui se produit quand l'astre progniteur dpasse une certaine masse critique. Dans ce cas, plus aucune force connue ne permet de maintenir l'quilibre, et l'objet en question s'effondre compltement. En pratique, plusieurs cas de figures sont possibles : soit une toile neutrons accrte de la matire issue d'une autre toile, jusqu' atteindre une masse critique, soit elle fusionne avec une autre toile neutron (phnomne a priori beaucoup plus rare), soit le coeur d'une toile massive s'effondre directement en trou noir.

L'hypothse de l'existence d'un tat plus compact que celui d'toile neutrons a t propose dans le courant des annes 1980 ; ce serait celui des toiles quarks aussi appeles toiles tranges en raison du nom donn pour des raisons historiques certains des quarks constituant l'objet, appels " quarks tranges ". Des indications d'une possible dtection indirecte de tels astres ont t obtenues depuis le courant des annes 1990, sans trancher pour autant dfinitivement la question, mais cela ne change rien au fait qu'au del d'une certaine masse ce type d'astre finisse par s'effondrer en trou noir, seule la valeur de la masse limite change.

En 2006, on distingue quatre grandes classes de trous noirs en fonction de leur masse : les trous noirs stellaires, supermassifs, intermdiaires et primordiaux (ou micro trous noirs). L'existence voire l'abondance de chaque type de trou noir est directement lie la possibilit de leur formation.

Les trous noirs stellaires

Les trous noirs stellaires ont une masse de quelques masses solaires. Ils naissent la suite de l'effondrement gravitationnel du rsidu des toiles massives (environ dix masses solaires et plus, initialement). En effet, lorsque la combustion par les ractions thermonuclaires dans le coeur de l'toile massive se termine, faute de carburant, une supernova se produit. Cette dernire peut laisser derrire elle un coeur qui continue s'effondrer rapidement.

En 1939, Robert Oppenheimer a montr que si ce coeur a une masse suprieure une certaine limite (appele limite d'Oppenheimer-Volkoff, et gale environ 3,3 masses solaires), la force gravitationnelle l'emporte dfinitivement sur toutes les autres forces et un trou noir se forme.

L'effondrement vers un trou noir est susceptible d'mettre des ondes gravitationnelles, qui devraient tre dtectes dans un futur proche avec des instruments tels que le dtecteur Virgo de Cascina en Italie, ou avec les deux interfromtres amricains de LIGO. Les trous noirs stellaires sont aujourd'hui observs dans les binaires X et les microquasars et sont responsables parfois de l'apparition de jets tels que ceux observs dans certains noyaux actifs de galaxies.

Reprsentation artistique d'un trou noir stellaire.

Reprsentation artistique d'un trou noir stellaire.


Cygnus X-1, dtect en 1965, est le premier objet astrophysique connu contenant un trou noir. C'est un systme binaire constitu d'un trou noir en rotation et d'une toile gante.

Les systmes binaires stellaires qui contiennent un trou noir avec un disque d'accrtion formant des jets sont appels microquasars, en rfrence leurs parents extragalactiques : les quasars. Les deux classes d'objets partagent en fait les mmes processus physiques. Parmi les microquasars les plus tudis, on notera GRS 1915+105, dcouvert en 1994 pour avoir des jets supraluminiques. Un autre cas de tels jets fut dtect dans le systme GRO J1655-40. Mais sa distance est sujette controverse et ses jets pourraient ne pas tre supraluminiques. Notons aussi le microquasar trs spcial SS 433, qui a des jets persistants en prcession, et o la matire se dplace par paquets des vitesses de quelques fractions de la vitesse de la lumire.

Reprsentation aritistique de Cygnus X1.

Reprsentation artistique de Cygnus X1 canybalisant son toile compagnon.

Les trous noirs supermassifs

Les trous noirs supermassifs ont une masse comprise entre quelques millions et quelques milliards de masses solaires. Ils se trouvent au centre des galaxies et leur prsence provoque parfois l'apparition de jets et du rayonnement X. Les noyaux de galaxies qui sont ainsi plus lumineux qu'une simple superposition d'toiles sont alors appels noyaux actifs de galaxies.

Notre galaxie, la Voie lacte, contient un tel trou noir, ainsi qu'il a t dmontr par l'observation des mouvements extrmement rapides des toiles proches du trou noir. En particulier, une toile nomme S2 a pu tre observe lors d'une rvolution complte autour d'un objet sombre non dtect en moins de onze ans. L'orbite elliptique de cette toile l'a amene moins de vingt units astronomiques de cet objet (soit une distance de l'ordre de celle Uranus-Soleil), et la vitesse laquelle l'orbite est parcourue permet d'assigner une masse d'environ 2,3 millions de masses solaires pour l'objet sombre autour duquel elle gravite. Aucun modle autre que celui d'un trou noir ne permet de rendre compte d'une telle concentration de matire dans un volume aussi restreint.

Le tlescope Chandra a galement permis d'observer au centre de la galaxie NGC 6240 deux trous noirs supermassifs en orbite l'un autour de l'autre. La formation de tels gants est encore dbattue, mais certains pensent qu'ils se sont forms trs rapidement au dbut de l'univers.

Astrophotograpie des deux trous noirs de la galaxie NGC 6240 prise par Chandra

Astrophotograpie des deux trous noirs de la galaxie NGC 6240 prise par le tlescope spatiale rayons X Chandra.


Les candidats trous noirs supermassifs ont premirement t les noyaux actifs de galaxie et les quasars dcouverts par les radioastronomes dans les annes 1960. Cependant, les observations les plus convaincantes de l'existence de trous noirs supermassifs sont celles des orbites des toiles autour du centre galactique appel Sagitarius A*. L'orbite de ces toiles et les vitesses atteintes, ont permis aujourd'hui d'exclure tout autre type d'objet qu'un trou noir supermassif cet endroit de la galaxie. Par la suite, des trous noirs supermassifs ont t dtects dans de nombreuses autres galaxies.

En fvrier 2005, une toile gante bleue, appele SDSS J090745.0+024507 fut observe quittant notre galaxie avec une vitesse deux fois suprieure la vitesse de libration de la Voie lacte, soit 0,0022 fois la vitesse de la lumire. Quand on remonte la trajectoire de cette toile, on voit qu'elle croise le voisinage immdiat du centre galactique. Sa vitesse et sa trajectoire confortent donc galement l'ide de la prsence d'un trou noir supermassif cet endroit dont l'influence gravitationnelle aurait provoqu l'jection de cette toile de la Voie Lacte.

En novembre 2004, une quipe d'astronomes a rapport la dcouverte du premier trou noir de masse intermdiaire dans notre galaxie et orbitant seulement trois annes-lumire du centre galactique. Ce trou noir aurait une masse d'environ 1 300 masses solaires et se trouve dans un amas de seulement sept toiles. Cet amas est probablement le rsidu d'un amas massif d'toiles qui a t dnud par la prsence du trou noir central. Cette observation conforte l'ide que les trous noirs supermassifs grandissent en absorbant des toiles et autres trous noirs, qui pourra tre confirme par l'observation directe des ondes gravitationnelles mises par ce processus, par l'intermdiaire de l'interfromtre spatial LISA.

En juin 2004, des astronomes ont trouv un trou noir supermassif, appel Q0906+6930, au centre d'une galaxie lointaine d'environ 12,7 milliards d'annes-lumire, c'est--dire lorsque l'univers tait encore trs jeune. Cette observation montre que la formation des trous noirs supermassifs dans les galaxies est un phnomne relativement rapide.

Les trous noirs intermdiaires

Les trous noirs intermdiaires sont des objets rcemment dcouverts et ont une masse entre 100 et 10 000 masses solaires. Dans les annes 1970, les trous noirs de masse intermdiaire taient supposs se former dans le coeur des amas globulaires, mais aucune observation ne venait soutenir cette hypothse. Des observations dans les annes 2000 ont montr l'existence de sources de rayons X ultralumineuses (Ultra-luminous X-ray source en anglais, ou ULX). Ces sources ne sont apparemment pas associes au coeur des galaxies o l'on trouve les trous noirs supermassifs. De plus, la quantit de rayons X observe est trop importante pour tre produite par un trou noir de 20 masses solaires, accrtant de la matire avec un taux gal la limite d'Eddington (limite maximale pour un trou noir stellaire).

Les trous noirs primordiaux

Les trous noirs primordiaux, aussi appels micro trous noirs ou trous noirs quantiques, auraient une taille trs petite. Ils se seraient forms durant le Big Bang (d'o l'appellation trou noir " primordial "), suite l'effondrement gravitationnel de petites surdensits dans l'univers primordial. Dans les annes 1970, les physiciens Stephen Hawking et Bernard Carr ont tudi un mcanisme de formation des trous noirs dans l'univers primordial. Ils avancrent l'ide d'une profusion de mini-trous noirs, minuscules par rapport ceux envisags par la formation stellaire. La densit et la rpartition en masse de ces trous noirs ne sont pas connues et dpendent essentiellement de la faon dont se produit une phase d'expansion rapide dans l'univers primordial, l'inflation cosmique. Ces trous noirs de faible masse mettent s'ils existent un rayonnement gamma qui pourrait ventuellement tre dtect par des satellites comme INTEGRAL. La non dtection de ce rayonnement permet de mettre des limites suprieures sur l'abondance et la rpartition en masse de ces trous noirs.

Selon certains modles de physique des hautes nergies, il pourrait tre possible de crer des mini-trous noirs similaires en laboratoire, dans des acclrateurs de particules comme le LHC, install prs de Genve, en Suisse.

Observation des trous noirs

Les deux seules classes de trous noirs pour lesquelles on dispose d'observations nombreuses (indirectes, mais de plus en plus prcises, voir paragraphe suivant) sont les trous noirs stellaires et supermassifs. Le trou noir supermassif le plus proche est celui qui se trouve au centre de notre Galaxie environ 8 kilo-parsecs.

Une des premires mthodes de dtection d'un trou noir est la dtermination de la masse des deux composantes d'une toile binaire, partir des paramtres orbitaux. On a ainsi observ des toiles de faible masse avec un mouvement orbital trs prononc (amplitude de plusieurs dizaines de km/s), mais dont le compagnon est invisible. Le compagnon massif invisible peut gnralement tre interprt comme une toile neutrons ou un trou noir puisqu'une toile normale avec une telle masse se verrait trs facilement. La masse du compagnon (ou la fonction de masses, si l'angle d'inclinaison est inconnu) est alors compare la masse limite maximale des toiles neutrons (environ 3,3 masses solaires). Si elle dpasse cette limite, on considre que l'objet est un trou noir. Sinon, il peut tre une naine blanche.

On considre galement que certains trous noirs stellaires apparaissent lors des sursauts de rayons gamma (ou GRB, pour gamma-ray burst en anglais). En effet, ces derniers se formeraient via l'explosion d'une toile massive (comme une toile Wolf-Rayet) en supernova, et que dans certains cas (dcrits par le modle collapsar), un flash de rayons gamma est produit au moment o le trou noir se forme. Ainsi, un GRB pourrait reprsenter le signal de la naissance d'un trou noir. Des trous noirs de plus faible masse peuvent aussi tre forms par des supernovae classiques. Le rmanent de la supernova 1987A est souponn d'tre un trou noir, par exemple.

Un deuxime phnomne directement reli la prsence d'un trou noir, cette fois pas seulement de type stellaire, mais aussi supermassif, est la prsence de jets observs principalement dans le domaine des ondes radio. Ces jets rsultent des changements de champ magntique grande chelle se produisant dans le disque d'accrtion du trou noir.

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