Découvrir l'Univers : Evaporation - Trou noir



Après la période de transformation des galaxies et des amas, le phénomène le plus marquant est l'évaporation des trous noirs. La relativité générale décrit les trous noirs comme des corps auxquels rien ne peut échapper, ni la matière, ni la lumière, ce qui implique que leur masse ne peut qu'augmenter avec le temps. Cependant, dans les années 1970, l'astrophysicien britannique Stephen Hawking montra que cette vision n'est pas totalement exacte. Au contraire, un processus quantique qui met en jeu les particules virtuelles peut très bien faire diminuer la masse d'un trou noir.

L'évaporation

Imaginons qu'un électron virtuel et son antiparticule surgissent du vide et apparaissent à proximité du rayon de Schwartzschild d'un trou noir. Il est tout à fait possible que l'électron plonge très rapidement dans le trou noir et y disparaisse, mais que son antiparticule réussisse à échapper au piège. Dans ce cas, l'antiélectron virtuel, qui aurait rapidement dû s'annihiler avec son compagnon, n'est plus en mesure de la faire. Il va donc errer un certain temps et finir par rencontrer un autre électron virtuel créé dans des circonstances similaires. A ce moment, les deux particules peuvent s'annihilent et donner naissance à des photons.

Le processus précédent conduit, à partir de particules virtuelles nées temporairement d'une fluctuation d'énergie, à des photons bien réels qui possèdent une véritable énergie. Ceci peut à première vue sembler contraire aux lois de la physique car de l'énergie est créée à partir de rien. En fait, Hawking a montré que ce n'est pas le cas. Entre leur création et leur annihilation, les particules virtuelles peuvent entrer dans le monde réel car elles prennent un peu d'énergie gravitationnelle au trou noir. Ainsi, pour ce dernier, le processus se traduit par une légère diminution d'énergie donc de masse, d'où le nom d'évaporation.

La température

L'évaporation d'un trou noir s'accompagne de l'émission de photons, donc d'un rayonnement électromagnétique. Ce dernier, comme dans le cas d'un corps noir, permet de définir la température du trou noir. Par exemple, dans le cas d'un résidu stellaire de quelques masses solaires, elle est d'un dix-millionième de kelvin. Cette température est inversement proportionnelle à la masse du trou noir. Ainsi, pour un objet d'un milliard de masses solaires, elle est d'environ 10^-16 kelvins.

La température a une influence majeure sur l'évaporation. En effet, tout comme un corps chaud n'émet de chaleur que placé dans un milieu plus froid, un trou noir ne peut s'évaporer que lorsque la température du milieu environnant est inférieure. Pour cette raison, aucun trou noir ne s'évapore à l'heure actuelle. Même s'ils étaient complètement isolés dans le vide intergalactique, les trous noirs seraient encore baignés par le rayonnement fossile, à une température d'environ trois kelvins.

Ce n'est donc que dans un futur très lointain, lorsque le rayonnement fossile aura perdu la plus grande partie de son énergie, que l'évaporation pourra se mettre en place. On estime ainsi que les trous noirs résidus stellaires commenceront à s'évaporer dans 10^20 ans, les trous noirs supermassifs dans 10^35 ans et ceux d'un millier de milliards de masses solaires dans 10^40 ans.

L'explosion finale

Bien qu'extrêmement lente, l'évaporation d'un trou noir ne va pas durer éternellement. Avec le temps, la masse diminue, la température augmente, donc également le taux d'évaporation. Lorsque la masse commence à devenir très faible, la température augmente rapidement et l'évaporation atteint une vitesse foudroyante. Finalement, le processus se termine avec une formidable explosion qui marque la disparition du trou noir.

La durée totale du phénomène d'évaporation dépend de la masse du corps considéré. Plus un trou noir est gros, plus sa température et son taux d'évaporation sont faibles, donc plus sa durée de vie est grande. On estime ainsi que les trous noirs résidus d'étoiles disparaîtront d'ici 10^65 ans, les trous noirs supermassifs dans 10^90 ans et les plus massifs dans 10^100 ans.



Auteur : Olivier Esslinger

Source : www.astronomes.com/index.html