La matière est formée d'entités microscopiques appelées atomes. Ceux-ci sont eux-mêmes constitués de particules encore plus petites, les électrons, les protons et les neutrons. Les électrons sont responsables des interactions de type chimique et leurs mouvements incessants donnent naissance à une sorte de nuage électronique qui définit la taille des atomes, de l'ordre du dix-milliardième de mètre. Au centre de l'atome se trouve le noyau, un ensemble qui regroupe des particules appelées protons et neutrons. Le noyau est très compact, environ 100 000 fois plus petit que l'atome lui-même. Il n'a pas d'influence directe sur les propriétés chimiques de l'atome, mais c'est lui qui intervient lors des réactions nucléaires.

Du fait des très hautes températures qui règnent au centre du Soleil, toutes les particules sont très agitées. Les atomes ne peuvent pas exister sous leur forme normale car les électrons et les noyaux refusent de s'associer. La matière est alors ionisée, c'est-à-dire formée d'électrons et de noyaux libres, et les collisions entre particules sont très nombreuses. Lors d'une de ces collisions, deux noyaux peuvent parfois se coller l'une à l'autre et fusionner pour donner naissance à un nouveau noyau : c'est une réaction nucléaire.

Dans le Soleil, constitué essentiellement d'hydrogène, la plupart des réactions mettent en jeu de simples protons. Nous décrirons plus loin les réactions exactes qui se déroulent, mais retenons pour l'instant que le résultat global est la transformation de quatre protons en un noyau d'hélium, constitué de deux neutrons et de deux protons. La propriété remarquable de cette réaction réside dans le fait que la masse d'un noyau d'hélium est légèrement inférieure à la somme des masses de quatre protons. La réaction nucléaire de fusion s'accompagne donc d'une perte de masse.

Or, au début de ce siècle, le physicien allemand Albert Einstein montra par sa théorie de la relativité que masse et énergie étaient deux grandeurs équivalentes. C'est la fameuse relation, E=mc2, qui énonce que l'énergie est égale au produit de la masse par le carré de la vitesse de la lumière. Au centre du Soleil, la perte de masse qui accompagne la transformation de quatre protons en un noyau d'hélium correspond à une libération d'énergie. C'est ainsi en transformant une fraction de sa masse que notre Soleil trouve les ressources qui lui sont nécessaires. Cette méthode est beaucoup plus efficace que les réactions chimiques ou la contraction Kelvin-Helmholtz. Elle permet à une étoile comme la nôtre de briller pendant 10 milliards d'années.

Deux types de réactions

La transformation d'hydrogène en hélium peut se faire de deux manières différentes. La première, proposée par l'astronome américain Charles Critchfield, s'appelle la chaîne proton-proton. Tout commence avec deux protons qui fusionnent pour former du deutérium, c'est-à-dire un noyau formé d'un proton et d'un neutron. Le deutérium va ensuite rencontrer un troisième proton et engendrer un noyau d'hélium-3, formé de deux protons et d'un neutron. A partir de ce moment, la chaîne proton-proton peut suivre deux chemins différents. Dans le cas le plus fréquent, deux noyaux d'hélium-3 se rencontrent et produisent un noyau d'hélium-4 formé de deux protons et deux neutrons, tout en libérant les deux protons en trop. Plus rarement, un noyau d'hélium-3 et un d'hélium-4 fusionnent pour donner du bérillium-7. Celui-ci subit alors quelques transmutations pour finalement se désintégrer en deux noyaux d'hélium-4. Dans les deux cas, la chaîne proton-proton aboutit à un noyau d'hélium à partir de quatre protons.

L'autre manière de convertir de l'hydrogène en hélium s'appelle le cycle du carbone. Elle fut découverte indépendamment par l'Américain Hans Bethe et l'Allemand Carl von Weizsäcker en 1938. Le cycle commence avec la collision d'un proton avec un noyau de carbone-12, ce qui n'est évidemment possible que s'il y a déjà du carbone présent dans l'étoile. Un noyau d'azote-13 est créé, qui va rapidement se transmuter en carbone-13. Celui-ci fusionne avec un deuxième proton pour donner de l'azote-14, puis un troisième pour engendrer de l'oxygène-15. Ce nouveau noyau se transmute alors en azote-15. Lors de la rencontre avec un quatrième proton, le noyau se désintègre finalement en produisant de l'hélium-4 et un noyau de carbone-12 identique à celui qui a initié le cycle. Ainsi le carbone est reconstitué à la fin du cycle, mais quatre protons ont entre temps été regroupés en un noyau d'hélium. Le résultat est le même que pour la chaîne proton-proton, le carbone n'étant ici que pour faciliter les différentes réactions et pouvant être considéré comme un catalyseur. 

La proportion d'énergie revenant à chacun de ces processus dépend de la température au centre de l'étoile, donc de sa masse. Les étoiles dont la masse est inférieure à deux fois celle du Soleil ont une température interne relativement basse. Leur production d'énergie est par conséquent contrôlée par la chaîne proton-proton. Les étoiles plus massives sont beaucoup plus chaudes, ce qui rend le cycle du carbone très efficace. Celui-ci fournit alors presque la totalité de l'énergie de l'étoile.

Le trou noir est probablement l'astre le plus étrange que la physique ait révélé. La question suivante est donc bien légitime : un tel objet existe-t-il vraiment ou bien ne s'agit-il que du produit de l'imagination débridée des théoriciens ? Répondre à cette question pose une difficulté de fond puisque, par définition, un trou noir est invisible car aucun rayonnement ne peut en échapper. Il est par conséquent impossible d'obtenir une preuve définitive, par exemple une photographie directe.

 
La solution va consister à essayer de détecter la présence d'un trou noir indirectement, par les effets qu'il produit sur un autre corps. Comme nous l'avons vu, de très nombreuses étoiles ne sont pas isolées, mais font partie de couples stellaires. Lorsque l'un des membres d'une binaire est une naine blanche ou une étoile à neutrons, un transfert de masse peut se mettre en place et produire des phénomènes comme les novae ou les supernovae. Si l'une des étoiles est un trou noir, des processus similaires peuvent se produire, de la masse est transférée, un disque d'accrétion se forme, les températures atteignent des valeurs extrêmes et de grandes quantités de rayons X sont émises. Ceci nous fournit un moyen de détecter de possibles trous noirs. Il suffit tout simplement de trouver des sources de rayons X dans des étoiles binaires.

Le problème, évidemment, réside dans le fait que les étoiles à neutrons peuvent également produire des rayons X en grand nombre. Il est donc crucial de pouvoir déterminer si une source est bel et bien un trou noir. Un moyen simple pour cela est d'arriver à déterminer la masse du corps qui émet les rayons X. En effet, l'étude théorique des étoiles à neutrons a montré que la masse maximale possible était d'environ trois fois celle du Soleil. Ainsi, si une source de rayons X se révèle posséder plus de trois masses solaires, il est légitime de penser qu'il ne s'agit pas d'une étoile à neutrons, mais bien d'un trou noir.

Cygnus X-1

Le premier candidat fut découvert au début des années 1970 par le satellite Uhuru observant dans les rayons X. Celui-ci détecta dans la constellation du Cygne une source très intense à laquelle on donna le nom de Cygnus X-1. En plus de sa puissance, le rayonnement de cet objet avait la particularité de présenter des variations extrêmement rapides, parfois en des temps de quelques millisecondes.

Le trou noir présumé Cygnus X-1 observé en 2002 dans les rayons X par le satellite européen Integral. Cygnus X-1 semble très isolé sur cette image car les étoiles proches sont toutes normales et n'émettent pas dans ce domaine de longueur d'onde. Cygnus X-1 n'est pas un corps isolé mais fait partie d'un système double avec une supergéante bleue appelée HDE 226868. C'est le gaz arraché de cette supergéante qui émet des rayons X en allant se perdre dans le trou noir.

 Ces fluctuations très rapides montraient que la source devait être très petite. En effet, pour qu'un processus fasse varier la luminosité d'un corps de façon notable, il doit affecter l'objet globalement. Ceci signifie qu'il y a nécessairement un échange d'information entre toutes les parties du corps. Or, ces échanges ne se font pas instantanément, mais au mieux à la vitesse de la lumière, comme nous l'apprend la relativité. Si la lumière met une année pour traverser un corps, celui-ci ne peut pas présenter des variations notables à l'échelle d'une journée. Ainsi, les fluctuations très rapides de l'intensité de Cygnus X-1 prouvaient que cet objet devait être très petit, avec une taille de l'ordre de quelques centaines de kilomètres.

Mais les observations X ne permirent pas de déterminer précisément la position de Cygnus X-1. Il fallut attendre 1972 pour que les radioastronomes y parviennent. Il apparut alors que la source Cygnus X-1 devait être liée, d'une façon ou d'une autre, à une étoile normale située à 6 000 années-lumière, HDE226868, qui ne pouvait pas être elle-même la source des rayons X. L'analyse spectrale de l'étoile révéla un va-et-vient périodique des raies de l'étoile, qui montrait qu'elle devait être en orbite autour d'un autre objet. La conclusion était simple. HDE226868 avait un compagnon, Cygnus X-1, trop peu lumineux pour être observable dans le visible, mais qui attirait la matière de l'étoile et était en conséquence une source de rayons X. 

 Ce compagnon était-il un trou noir ou une étoile à neutrons ? Grâce à la relation entre masse et luminosité des étoiles, les astrophysiciens savaient que l'étoile HDE226868, de type B, possédait 30 masses solaires. Ils connaissaient également, grâce à l'analyse du déplacement des raies, le mouvement de cette étoile. A partir de ces données, ils étaient en mesure de déterminer la masse requise pour faire effectuer à une étoile de 30 masses solaires un tel mouvement. Le résultat était que Cygnus X-1 devait être un corps d'environ 10 masses solaires, ce qui était clairement au-dessus de la masse limite pour les étoiles à neutrons.

Cygnus X-1 est donc très probablement un trou noir. Sa masse, sa petite taille et la puissance de son rayonnement X semblent le montrer. Il faut noter cependant que cela n'est pas absolument sûr. Il reste des incertitudes dans le calcul de la masse de l'objet. Si le monde est vraiment mal fait et si toutes les erreurs vont dans le même sens, il se peut que Cygnus X-1 n'ait que trois masses solaires et soit donc simplement une étoile à neutrons. Cela est néanmoins très improbable.

D'autres candidats

Depuis Cygnus X-1, d'autres candidats au titre de trou noir ont été découverts. Ils présentent tous les mêmes caractéristiques, des émissions X intenses, rapidement variables, et une masse supérieure à trois fois celle du Soleil. On peut citer par exemple A0620-00 dans la constellation de la Licorne, LMC X-1 et LMC X-3 dans le Grand Nuage de Magellan ou V404 Cygni dans la constellation du Cygne. Ce dernier exemple est probablement le plus convaincant, puisque la masse minimale de l'objet, en tenant compte de toutes les incertitudes, est de six masses solaires, soit deux fois la masse maximale des étoiles à neutrons.

Enfin, nous verrons plus tard qu'il existe une autre forme de trous noirs, une version beaucoup plus massive que l'on retrouve au centre des galaxies et qui peut atteindre plusieurs milliards de masses solaires. Des observations de nature différente ont établi avec une quasi-certitude l'existence de ces trous noirs supermassifs. Ce résultat est évidemment un argument de plus en faveur de la possibilité de trous noirs formés à partir de résidus d'étoiles.

Le résidu central d'une explosion de supernova a toutes les chances d'avoir une masse supérieure à la limite de Chandrasekhar et de ne pas pouvoir donner naissance à une naine blanche. C'est donc un nouveau type d'objet qui fait son apparition : une étoile à neutrons.

En effet, pour une étoile suffisamment massive, le scénario final est différent de celui qui conduit aux naines blanches. Le seuil de masse initiale de l'étoile, c'est-à-dire avant les pertes de matière par vents stellaires, est estimé à huit masses solaires. Dans ce cas, lors de l'effondrement, l'énergie des électrons est suffisante pour que de nouvelles réactions se produisent, dans lesquelles électrons et protons se combinent pour produire des neutrons. Très rapidement, la matière de l'étoile est donc entièrement transformée en neutrons. En même temps, le nombre d'électrons chute rapidement, ce qui entraîne une diminution de la pression de dégénérescence. La gravité se retrouve alors sans obstacle et l'astre s'effondre sur lui-même. 

Une image dans les rayons X des jets de matière et d'antimatière qui s'éloignent de l'étoile à neutron au centre de la nébuleuse du Crabe. Cette image a été prise en 2002 par le satellite Chandra. L'anneau central a un diamètre d'environ une année-lumière

Le processus s'arrête lorsque la matière atteint des densités similaires à celles des noyaux atomiques. Apparaît alors une nouvelle force, la pression de dégénérescence des neutrons, qui est en mesure de stabiliser l'étoile. Cette pression est de nature similaire à celle que produisent les électrons. Elle entre en jeu lorsque les neutrons sont comprimés les uns contre les autres et commencent à être fortement agités du fait du principe d'incertitude. Elle est beaucoup plus puissante que sa cousine électronique, ce qui explique qu'elle peut résister à la gravité d'une étoile massive.

 On obtient alors un nouveau type de corps, beaucoup plus petit et dense qu'une naine blanche : une étoile à neutrons. Alors que le diamètre typique d'une naine blanche est de 10 000 kilomètres, une étoile à neutrons a une taille de l'ordre de quelques dizaines de kilomètres. Un diamètre 1000 fois plus petit signifie, à masse égale, une concentration de matière un milliard de fois plus forte. La densité moyenne d'une étoile à neutrons est ainsi d'un million de milliards de fois celle de l'eau. Un centimètre cube de sa matière a une masse de 1000 millions de tonnes.

A ces densités extraordinaires, la matière n'a plus grand rapport avec celle que nous pouvons observer sur Terre. Il est néanmoins possible de recourir à la physique théorique pour étudier les étoiles à neutrons. Il a ainsi été possible de déterminer la structure interne d'un tel corps. En plongeant vers l'intérieur, l'on rencontre d'abord une croûte cristalline formée de noyaux atomiques, en particulier de noyaux de fer-56. Ensuite viennent les neutrons et les protons à l'état libre, d'abord sous forme liquide puis, plus profondément, à l'état solide. Enfin apparaît le noyau, dans lequel protons et neutrons n'existent plus, mais sont dissociés en leurs constituants intimes, les quarks. Tout cela est évidemment très spéculatif et le restera probablement pour longtemps.

En plus des astéroïdes, le système solaire est peuplé d'innombrables corps de dimensions plus réduites, de moins d'un mètre de diamètre pour se fixer les idées, appelés météorites. Étant donné leur faible dimension, ces corps sont totalement invisibles depuis la Terre. Leur existence n'est mise en évidence que lorsque l'un d'eux pénètre dans l'atmosphère terrestre, s'échauffe à une altitude d'une centaine de kilomètres du fait de la friction et finit par se consumer. Ce phénomène donne lieu à une traînée lumineuse appelée météore ou étoile filante, l'une des attractions du ciel nocturne. 

Lorsque le météorite n'est pas complètement consumé par son passage dans l'atmosphère, un résidu appelé météorite peut atteindre la surface terrestre. Lorsque ce résidu est de taille conséquente, ce qui heureusement rare, l'impact sur la surface est très violent et donne lieu à un cratère. Bien que très nombreux sur des astres comme Mercure ou la Lune, les cratères météoritiques sont très rares sur Terre du fait de l'érosion et de la tectonique des plaques. L'exemple le plus connu est probablement le Barringer Meteor Crater en Arizona, de plus d'un kilomètre de diamètre et crée il y a environ 49 000 ans par un météorite d'une cinquantaine de mètres de diamètre. 

La plupart des météorites sont constituées de débris d'astéroïdes ou de comètes, mais certaines ont une origine plus étonnante. Des météorites possédant une composition identique aux roches ramenées de la Lune ont été découvertes, qui proviennent donc en toute vraisemblance de notre satellite. Plus étonnant encore, une dizaine de météorites trouvées en Antarctique présentent une composition chimique similaire à celle que les planétologues s'attendent à trouver dans les roches martiennes et contiennent des traces des gaz de l'atmosphère de la planète rouge. Il s'agit probablement de roches martiennes éjectées il y a 180 millions d'années lors d'une terrible éruption volcanique.  

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.