Les trous noirs dans des systèmes binaires

La formation de ces trous noirs :

Elle est identique aux autres trous noirs, voir partie Les trous noirs.

Les systèmes binaires, qu'est ce que c'est ?

Un système binaire peut-être composé :

Dans le second cas, l'étoile peut se rapprocher bien plus près du centre du trou noir qu'elle ne le ferait avec une autre étoile, car le diamètre du trou noir est souvent bien plus petit. En effet, le Rayon de Schwarszchild est généralement faible, de l'ordre de quelques dizaines de kilomètres. Une distance très faible, où les forces gravitationnelles sont extrêmement importantes.
Le problème est que, bien entendu, un trou noir n'est pas visible. Mais bien d'autres objets célestes sont invisibles (difficilement détectable) pour nous; je pense ici aux étoiles à neutrons, aux naines blanches, ou encore à des étoiles trop peu lumineuses pour pouvoir être vues (ce qui semble beaucoup moins probable, compte tenu des impératifs de taille et de masse).

Il faut donc pouvoir différencier ces différents cas de figures. Pour cela, les astronomes ont plusieurs alternatives. Ils peuvent étudier dans un premier temps le spectre de l'étoile visible, pour ensuite calculer sa masse (et celle du compagnon invisible) ou encore étudier ses émissions de rayon X.

L'activité gravitationnelle émet des ondes gravitationnelles, constituées de gravitons qui traversent l'espace-temps avec les mêmes propriétés que les ondes. Les gravitons sont beaucoup moins énergétiques que la plupart des autres particules ; leur détection est normalement impossible, sauf, si ces gravitons sont présents dans des énergies inhabituellement hautes. C'est pourquoi, en Italie près de Pise, un détecteur appelé VIRGO, a été mis au point pour écouter le "chant gravitationnel" des trous noirs. Constitués de deux bras de 3km chacun, disposés perpendiculairement, il devrait lui aussi vibrer au rythme du passage des ondes gravitationnelles.

Une première voie d’observation est donc l’étude du spectre de l’étoile. Mais tiens, j'y pense, vous allez sûrement me dire : « si l'on observe le spectre de l'étoile pour déterminer la nature de son compagnon, on sait déjà que l'étoile a un compagnon ! » Et vous aurez raison. Seulement je dois apporter une petite précision: il faut savoir que c'est le spectre de l'étoile qui va permettre d’identifier le système binaire et non l’inverse. C'est donc on observant par hasard le spectre d'une étoile que l'on croyait seul, que l'on sait justement qu'elle ne l'est pas ! Mais à ce niveau, la nature du compagnon invisible n'est pas encore certaine.

Lorsqu’on regarde le spectre de l’étoile, on s’aperçoit qu'il varie périodiquement au cours du temps. L’étoile tourne donc autour du compagnon invisible de manière périodique et son spectre aura, d’après un effet nommé l’Effet Redshift-Blueshift, la particularité d’osciller du rouge au bleu pour nous qui l’observons. L’effet Redshift-Blueshift est l’effet Doppler-Fizeau mais appliqué aux ondes lumineuses. Cet effet est dû au déplacement de la source par rapport à la Terre, et implique que quand un objet se rapproche de nous, la fréquence de son rayonnement augmente et baisse si l’objet s’éloigne.

Exemple :
Concernant un spectre classique (phase a), lorsque la source de rayonnement s'approche de nous, la fréquence de rayonnement augmente (phase b), et diminu lorsque la source s'éloigne (phase c), ce qui modifie l'allure du spectre.

En étudiant le spectre de l’étoile, on va donc se rendre compte qu’il varie de manière périodique : l’effet Redshift-Blueshift nous montre que l’étoile tourne autour de quelque chose d’invisible et de massif. Mais la possibilité que cela soit une étoile à neutrons est encore possible à ce stade.

Pour savoir si le compagnon invisible est bel et bien un trou noir, il existe deux méthodes :

On cherche à calculer la masse du compagnon. Pour cela, on peut déterminer la masse totale d'un système binaire à condition de connaître sa distance à la Terre, et sa période de révolution; mais l’étude d’un spectre donne des informations sur la masse de la source. Sachant que la masse d'une étoile est aujourd'hui déterminable, la masse de l'éventuel trou noir est simplement déduite par rapport à la masse de l’ensemble du système binaire. Si cette masse dépasse la limite d'Oppenheimer-Volkoff (environ égale à trois masses solaires), ce sera un trou noir. Mais cette méthode est relativement difficile à mettre en oeuvre du fait des pré-requis (distance à la Terre et période de révolution).
On peut aussi chercher à voir si l'étoile cède de la matière au corps invisible. Il s'agit donc d'étudier le rayonnement X.

Lorsqu'une étoile est proche d’un compagnon invisible, elle lui cède de sa matière. Cette matière est inexorablement attirée par le compagnon, tournant autour de lui avant de disparaître.
Cet amas de matière autour du compagnon obscur est appelé disque d’accrétion. Plus la matière s’approche du centre, plus elle s’échauffe et émet des rayons X que l’on peut détecter.

Il faut regarder de quelle manière sont émis ces rayons. Le disque d’accrétion du trou noir est extrêmement chaud et par conséquent très instable. Il se forme donc anarchiquement (non-périodique) des sortes de "bulles chaudes" provoquant un sursaut de rayons X. Le seul objet céleste ayant également des "sursauts" de rayons X non-périodiques ne peut être qu’une étoile à neutron en fin de vie ayant perdu son champ magnétique. En effet, au début de leur vie, les étoiles à neutron libèrent leur matière périodiquement. Cette pulsation est due à leur intense champ magnétique. Une fois ce dernier perdu, leur émission de rayon X devient semblable à celui des trous noirs, c’est à dire totalement anarchique. Pour différencier les deux, on peut s’intéresser à leurs disques d’accrétion respectifs. En effet, s’il s’agit d’une étoile à neutrons, le centre du disque d’accrétion sera très lumineux en raison de la matière qui heurte la surface de l’étoile effondrée. Par contre, dans le cas du trou noir, le centre sera obscur du fait que la matière aura été "aspirée".

Mais vu que les rayons du disque d’accrétion se dirigent directement dans le trou noir, ils ne peuvent s’écarter de leur trajectoire. Ainsi, ils ne peuvent venir vers nous et on ne peut donc pas voir ces disques d’accrétion. On ne peut donc pas déterminer la nature d’un compagnon obscur de cette manière, à moins de trouver un trou noir assez proche de la Terre. Le problème est alors les limites optiques des télescopes et des satellites actuels.

Dans les autres cas, on reprend la même méthode que précédemment pour déterminer s’il s’agit d’un trou noir ou d’une étoile à neutron : on calcule la masse du compagnon obscur et si elle dépasse une certaine masse, cela signifiera obligatoirement qu’il s’agit d’un trou noir. Pour cela on doit faire des approximations, et c’est un des arguments employés par les détracteurs de la théorie des trous noirs.