Un trou noir aspire-t-il vraiment tout, comme un « aspirateur cosmique » ?
― Même si le Soleil devenait un trou noir, la Terre resterait sur la même orbite
Beaucoup imaginent qu'un trou noir avale tout ce qui passe à proximité. Pourtant, vu de loin, la force d'attraction d'un trou noir est exactement la même que celle d'une étoile de même masse. Ce qui rend un trou noir spécial, c'est seulement quand on s'en approche à quelques kilomètres.
Dans un film ou un dessin animé : un vaisseau spatial attiré par un trou noir. Les étoiles et les rochers alentour tourbillonnent et sont happés dans le trou noir.
En regardant, on se dit : « une fois qu'on s'approche, tout est englouti ». Comme l'embouchure d'un aspirateur, le trou noir semblerait attirer sans cesse tout ce qui l'entoure.
Alors, si le Soleil se transformait soudain en trou noir de même masse, la Terre serait-elle aspirée ? La réponse est « non ». La Terre continuerait sur la même trajectoire, avec la même année.
Seulement deux raisons expliquent « pourquoi il n'aspire pas »
La force de gravité dépend uniquement de la masse de l'objet et de la distance qui nous en sépare. Pour une même masse, l'attraction à distance égale est la même, qu'il s'agisse d'une étoile ou d'un trou noir. Le simple fait d'être un trou noir ne renforce pas la gravité.
Les objets de l'espace ont presque toujours une vitesse latérale. Un objet en mouvement latéral, même attiré, ne tombe pas tout droit : il tourne autour. C'est pour la même raison que la Terre ne tombe pas sur le Soleil, et qu'elle ne tomberait pas facilement sur un trou noir.
Un aspirateur utilise une différence de pression d'air pour pousser les objets dans son embouchure. Un trou noir ne possède aucun mécanisme de ce genre. Il s'agit simplement de la même gravité qu'une étoile ordinaire, mais concentrée en un seul point.
Même en remplaçant le Soleil par un trou noir, l'année terrestre ne change pas
Regardez la figure 1. À gauche, le Soleil et la Terre actuels ; à droite, une simulation où le Soleil est remplacé par un trou noir de même masse. En comprimant la masse du Soleil en un seul point, on obtiendrait une sphère d'environ 3 kilomètres de rayon, soit la taille d'une petite ville en diamètre.
La taille change radicalement, mais pas la masse. Comme la « masse au centre » et la « distance au centre » vues depuis la Terre restent identiques, la force gravitationnelle reçue par la Terre reste la même. L'orbite terrestre et la durée de l'année ne changent pas non plus. Ce qui change, c'est simplement que le jour ne reviendrait plus et que la Terre gèlerait.
Tomber dans un trou noir est en fait difficile
La Terre tourne autour du Soleil à environ 30 kilomètres par seconde. Pour tomber dans le Soleil, il faudrait annuler presque toute cette vitesse latérale. On estime qu'il faut moins de vitesse supplémentaire pour s'échapper du système solaire que pour tomber dans le Soleil. C'est pourquoi les sondes se dirigeant vers le Soleil passent plusieurs fois près de planètes pour freiner.
C'est pareil pour le gaz autour d'un trou noir. Le gaz ne progresse que peu à peu vers l'intérieur en tourbillonnant, formant un disque plat. À l'intérieur de ce disque, le gaz se frotte, s'échauffe jusqu'à des millions de degrés et brille intensément. Ironiquement, c'est souvent grâce à la lumière de ce « gaz qui n'arrive pas à tomber » que l'on repère les trous noirs.
Ce qui est vraiment spécial, c'est seulement l'intérieur de quelques kilomètres
Alors, qu'y a-t-il d'extraordinaire chez un trou noir ? C'est de permettre de s'approcher tout près du centre, là où une étoile ordinaire ne le permet pas. En dessous de la surface d'une étoile, on est à l'intérieur de sa matière, donc la gravité n'augmente plus. Mais un trou noir est si petit qu'on peut s'approcher indéfiniment du centre tout en gardant la même masse.
Déplacez le curseur de la figure 2 pour changer la distance au centre. La vitesse nécessaire pour s'échapper de cet endroit s'affiche. À la même distance que la surface du Soleil, il faudrait environ 620 km/s, soit à peine 0,2 % de la vitesse de la lumière. En s'approchant jusqu'à environ 3 kilomètres, la vitesse nécessaire atteint exactement la vitesse de la lumière. Cette frontière où même la lumière ne peut s'échapper, c'est l'origine de la « noirceur » du trou noir.
La figure 1 n'est qu'une expérience imaginaire. On pense qu'un trou noir ne se forme qu'à la fin de vie d'une étoile beaucoup plus massive que le Soleil. Dans environ 5 milliards d'années, le Soleil devrait gonfler, puis se refroidir tranquillement en une étoile de la taille de la Terre, une naine blanche.
En 2022, des observations du satellite Gaia ont révélé un trou noir d'environ 10 fois la masse du Soleil, situé à environ 1500 années-lumière. Une étoile semblable au Soleil tournait autour de lui. Comme même la lumière met 1500 ans pour parcourir cette distance, il n'y a aucun risque d'influence sur la Terre.
En résumé
Vu de loin, la gravité d'un trou noir n'est pas différente de celle d'une étoile de même masse. De plus, tout ce qui se déplace latéralement tourne au lieu de tomber. Ce qui rend un trou noir spécial, c'est qu'il permet de s'approcher tout près du centre, là où une étoile ordinaire ne le permettrait pas, sans perdre de masse.
Un trou noir n'est pas un aspirateur.
Ce qui fait peur, ce n'est pas la force de sa gravité, mais la proximité qu'il permet.
Pourquoi la Terre ne tombe pas sur le Soleil : à lire dans « Si on flotte dans une station spatiale, est-ce vraiment parce qu'il n'y a pas de gravité ? ». L'une des destinées possibles d'une étoile massive : « Une cuillère à café d'étoile à neutrons pèse-t-elle vraiment plus d'un milliard de tonnes ? ».
- Prenez un grand bol ou un saladier et faites rouler une bille droit depuis le bord vers le centre. La bille tombe immédiatement au fond.
- Faites ensuite rouler la bille vivement le long du bord, latéralement. Elle tourne alors à l'intérieur du bol et met longtemps à atteindre le fond.
- Comptez combien de tours elle fait avant d'atteindre le fond. Plus la vitesse latérale est grande, plus le nombre de tours devrait augmenter.
La forme du bol ne représente pas exactement celle de la gravité, ce n'est qu'une analogie. Elle permet cependant de ressentir que « ce qui se déplace latéralement tourne au lieu de tomber, même attiré vers le centre ». La bille se rapproche peu à peu du fond parce qu'elle perd de la vitesse par frottement, un peu comme le gaz du disque qui se frotte en progressant vers l'intérieur.
Pour en savoir plus ― vocabulaire, formules et liens avec les manuelsDu niveau collège jusqu'aux matières spécialisées de l'université, le niveau de chaque partie est indiqué
- CollègeNiveau des sciences au collège
- LycéeNiveau du cours de « physique » au lycée
- Lycée+Approfondissement du lycée, ou contenu type encart de manuel
- UniversitéNon enseigné au lycée : matière spécialisée universitaire (relativité, astrophysique)
- RecherchePas encore enseigné comme « établi » même à l'université : sujet encore à l'étude par les chercheurs
CollègeVocabulaire : ce phénomène porte un nom
- Horizon des événements : la frontière au-delà de laquelle même la lumière ne peut plus sortir. C'est la « surface » du trou noir.
- Rayon de Schwarzschild : le rayon de l'horizon des événements d'un trou noir non rotatif. Il est proportionnel à la masse ; pour une masse solaire, il vaut environ 3 kilomètres.
- Disque d'accrétion : disque plat formé par du gaz qui tourne autour d'un trou noir (ou d'un autre objet) en tombant peu à peu vers l'intérieur. Le frottement le chauffe fortement et le fait briller intensément.
CollègeLycéeVérification par le calcul : la taille d'un trou noir de masse solaire
En calculant « la distance à partir de laquelle, même lancé à la vitesse de la lumière, un objet retomberait », on obtient la taille du trou noir. Ici, les unités sont le kilomètre et la seconde.
| En symboles | r = 2 × G × M ÷ c² (la vitesse d'échappement est v = √( 2 × G × M ÷ r )) |
| En mots | Rayon du trou noir = 2 × constante de gravitation universelle × masse ÷ (vitesse de la lumière)² |
| D'où vient cette formule | L'énergie cinétique d'un objet lancé est exactement égale à l'énergie nécessaire pour s'élever indéfiniment contre la gravité : de cette conservation de l'énergie découle la formule de la vitesse d'échappement. En posant cette vitesse égale à la vitesse de la lumière c, on obtient la formule du rayon. |
Signification des symboles : r est le rayon (en km), G × M est le produit de la constante de gravitation et de la masse (en km³/s²), c est la vitesse de la lumière (en km/s), v est la vitesse nécessaire pour s'échapper.
| G × M du Soleil | environ 132 700 000 000 km³/s² (132,7 milliards) |
| Vitesse de la lumière c | environ 300 000 km/s |
| Rayon du Soleil | environ 696 000 km |
| Numérateur 2 × G × M | 2 × 132 700 000 000 = 265 400 000 000 |
| Dénominateur c² | 300 000 × 300 000 = 90 000 000 000 |
| Rayon du trou noir | 265 400 000 000 ÷ 90 000 000 000 ≈ 2,95 km |
| Comparaison : rapport à la surface du Soleil | 2,95 ÷ 696 000 ≈ 0,00000424 |
| Sa racine carrée | la racine carrée de 0,00000424 vaut environ 0,00206 |
| Vitesse pour s'échapper de la surface du Soleil | 300 000 × 0,00206 ≈ 618 km/s |
Un trou noir de masse solaire a un rayon d'environ 3 kilomètres. La vitesse nécessaire pour s'échapper de la surface du Soleil est d'environ 620 km/s, soit environ 0,2 % de la vitesse de la lumière. Pour une même masse, la vitesse nécessaire change radicalement selon la distance au centre qu'on peut atteindre. Si l'on transformait la Terre en trou noir, son rayon ne ferait qu'environ 9 millimètres, la taille d'une bille.
LycéeLycée+L'orbite ne dépend que de la masse et de la distance
LycéeDans la loi de la gravitation universelle du lycée, la force « est proportionnelle au produit des masses et inversement proportionnelle au carré de la distance ». La taille du corps central n'apparaît pas dans la formule. La période de révolution de la Terre, elle aussi, ne dépend, selon la troisième loi de Kepler, que de la masse centrale et de la taille de l'orbite. C'est pourquoi remplacer le Soleil par un trou noir ne change pas la durée de l'année.
Lycée+L'idée d'une « étoile si lourde que même la lumière ne peut s'en échapper » est ancienne : en 1783, l'Anglais John Michell aurait proposé l'idée d'une « étoile obscure » avec le même raisonnement sur la vitesse d'échappement. Ce rayon obtenu par la mécanique newtonienne prend, par coïncidence, la même forme que la réponse donnée plus tard par la relativité générale. Par ailleurs, la difficulté à tomber s'explique par la conservation du moment cinétique : un objet en rotation latérale ne peut pas se rapprocher du centre sans abandonner ce moment cinétique.
UniversitéLe trou noir vu par la relativité
Un traitement rigoureux nécessite la relativité générale. Un trou noir non rotatif est décrit par la solution de Schwarzschild, et le rayon de son horizon des événements est le rayon de Schwarzschild. La grande différence avec la mécanique newtonienne est qu'au-delà de l'horizon, même à l'extérieur, il n'existe plus d'orbite circulaire stable en s'approchant du centre. Pour un trou noir non rotatif, cette frontière (la dernière orbite circulaire stable) se situe à trois fois le rayon de Schwarzschild. Le gaz du disque d'accrétion tourne en se rapprochant jusqu'à cette limite, puis tombe brusquement au-delà. Le phénomène de disruption par effet de marée, où une étoile passant trop près est déchirée, a aussi été confirmé par l'observation.
📖 Pour la démonstration des formules et pour aller plus loin : Rayon de Schwarzschild (Wikipédia, en japonais) ／ Disque d'accrétion (Wikipédia, en japonais)
RechercheCe qui n'est pas encore clairement établi
- Comment les trous noirs géants ont-ils grossi si vite ? Au centre des galaxies se trouvent des trous noirs de plusieurs millions à plusieurs milliards de masses solaires ; celui du centre de la Voie lactée pèserait environ 4 millions de masses solaires. On a déjà trouvé des trous noirs géants alors que l'univers était très jeune, et la façon dont ils ont grandi fait encore débat.
- Où va l'information engloutie ? Une théorie (le rayonnement de Hawking) prévoit qu'un trou noir émet très légèrement de la chaleur et s'évapore. On ne sait pas si, dans ce processus, l'information de ce qui a été englouti est perdue ou non : c'est l'un des grands problèmes non résolus de la physique.
- La frontière entre étoile à neutrons et trou noir. La masse exacte au-delà de laquelle le résidu d'une étoile devient un trou noir n'est pas encore précisément déterminée.
Le contenu de cet article reste donc « une explication dans l'état actuel des connaissances ». Toutefois, le fait que « vu de loin, la gravité est la même que celle d'une étoile de même masse » a été vérifié à de nombreuses reprises par l'observation des astres.
Liens avec les manuels (par niveau)
| Niveau | Matière / unité | Partie correspondante de cet article |
|---|---|---|
| Collège | Sciences・La Terre et l'espace (système solaire et planètes) | Le mécanisme de la révolution de la Terre autour du Soleil |
| Lycée | Physique・Gravitation universelle, mouvement circulaire | La gravité ne dépend que de la masse et de la distance ; formule de la vitesse d'échappement |
| Lycée+ | Approfondissement・Conservation du moment cinétique | Pourquoi un objet en mouvement latéral ne tombe pas facilement ; l'« étoile obscure » de Michell |
| Université | Relativité générale・Astrophysique | Solution de Schwarzschild, dernière orbite circulaire stable, disque d'accrétion |
| Recherche | Astrophysique・Gravité quantique | Croissance des trous noirs géants, destin de l'information |
| ― | Lien avec la vie quotidienne | Revoir l'expression « aspirer » des films et des reportages à la lumière de la loi de la gravitation |
- El-Badry, K. et al. (2022) A Sun-like star orbiting a black hole. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
- National Institute of Standards and Technology (NIST, États-Unis) — Constantes physiques fondamentales (valeur recommandée et incertitude de la constante de gravitation)
- Lois de Kepler (Wikipédia, en japonais)
- Koyama Katsuji, Mineshige Shin (éd.), « Trous noirs et phénomènes de haute énergie » (collection « L'astronomie moderne », vol. 8), Nippon Hyoron Sha (日本評論社)
- Observatoire astronomique national du Japon (国立天文台) (éd.), « Rika Nenpyō » (理科年表, Tableau annuel des sciences), Maruzen Publishing (丸善出版) (constantes : masse et rayon du Soleil, vitesse de la lumière, etc.)
※Cet article est une explication scientifique grand public. Les valeurs indiquées sont des ordres de grandeur destinés à faciliter la compréhension. Le scénario où le Soleil serait remplacé par un trou noir est une expérience imaginaire destinée à réfléchir sur le mécanisme de la gravité.