Un trou noir avale-t-il vraiment tout ?

01Si le Soleil devenait un trou noir

Faisons une expérience de pensée : remplaçons le Soleil par un trou noir de même masse. Le ciel s’éteindrait et la Terre se refroidirait. Elle resterait pourtant sur son orbite, comme toutes les autres planètes. À distance, la gravité d’un trou noir est celle de n’importe quel objet de même masse : seules comptent la masse et l’éloignement.

Une orbite est d’ailleurs une chute qui ne finit jamais. La Lune tombe sans cesse vers la Terre, mais elle avance assez vite pour la manquer à chaque instant. Autour d’un trou noir, la règle est la même : une étoile lancée à la bonne vitesse lui tourne autour sans y plonger.

Ce qui distingue un trou noir, c’est sa compacité. Le Soleil répartit sa masse dans une immense boule de gaz : impossible d’approcher de son centre sans traverser cette matière. Un trou noir de même masse tiendrait dans une région de quelques kilomètres. On peut alors passer tout près de cette masse concentrée, là où la gravité devient extrême. Sa réputation vient de ce voisinage-là, et d’aucune aspiration à longue portée.

02Une solution écrite sur le front

L’idée d’un astre assez massif pour retenir sa propre lumière date de la fin du XVIIIe siècle : le Britannique John Michell et le Français Pierre-Simon de Laplace imaginaient déjà de tels « astres obscurs ». Mais il faut la relativité générale, présentée par Albert Einstein en novembre 1915, pour décrire ce qui se passe vraiment. La gravité y devient une courbure de l’espace et du temps.

Peu après, l’astronome allemand Karl Schwarzschild, directeur de l’observatoire de Potsdam, engagé volontaire et alors mobilisé sur le front russe, trouve la première solution exacte des équations d’Einstein autour d’une masse isolée. Einstein s’étonne qu’on puisse l’écrire aussi simplement. Schwarzschild lui-même n’y voit aucun objet réel. Atteint d’une grave maladie de peau contractée en Russie, il meurt le 11 mai 1916, à 42 ans. Sa solution décrit pourtant ce que l’on appellera plus tard un trou noir.

En janvier 1965, le Britannique Roger Penrose démontre qu’un tel objet peut réellement se former, même à partir d’une matière irrégulière et imparfaite ; ce travail lui vaudra la moitié du prix Nobel de physique 2020. Dans la nature, le scénario le plus courant commence avec une étoile massive. Toute sa vie, ses réactions nucléaires produisent une pression qui la soutient contre son propre poids. Quand le combustible s’épuise au cœur, cet appui disparaît ; si le cœur est assez massif, plus rien n’arrête l’effondrement. Le Soleil, trop léger, finira autrement. Les trous noirs géants du centre des galaxies, eux, ont grandi en avalant du gaz et en fusionnant ; leur origine précise reste un sujet de recherche.

Autour de la masse effondrée se dessine l’horizon des événements : la limite d’où aucun signal, pas même la lumière, ne peut plus ressortir. Un voyageur qui la franchirait ne rencontrerait aucune paroi. Simplement, de l’autre côté, tous les chemins possibles mènent vers le centre : le temps y prend la place de l’espace, et avancer dans le temps revient à s’enfoncer.

La taille de cet horizon dépend avant tout de la masse : environ 3 kilomètres de rayon par masse solaire. Pour faire de la Terre un trou noir, il faudrait la comprimer dans une bille d’environ un centimètre de rayon. Le trou noir de Cygnus X-1, quelque 21 fois plus massif que le Soleil, a un horizon d’une soixantaine de kilomètres de rayon ; celui du cœur de la galaxie M87 mesure près de 40 milliards de kilomètres de diamètre. C’est cette frontière qui rend le trou noir noir. Tout ce qui reste au-dehors peut, en revanche, briller intensément.

03Peser ce que l’on ne voit pas

Un trou noir isolé, sans rien autour, serait presque impossible à repérer. Ceux que l’on a trouvés ont été trahis par leurs voisins. Le premier candidat sérieux s’est annoncé en rayons X. En 1964, une fusée Aerobee lancée depuis White Sands, au Nouveau-Mexique, emporte des compteurs Geiger au-dessus de l’atmosphère. Ils repèrent une source intense dans la constellation du Cygne : Cygnus X-1.

En 1972, deux équipes identifient l’étoile qui l’accompagne, Webster et Murdin à l’observatoire royal de Greenwich, Bolton à Toronto. C’est une supergéante dont la lumière se décale en cadence, tous les 5,6 jours : elle tourne autour d’un compagnon invisible. Le calcul attribue à ce compagnon une quinzaine de masses solaires, bien au-delà de ce qu’une étoile à neutrons, l’autre forme d’astre mort très compact, peut atteindre. En 2021, une équipe menée par James Miller-Jones a précisé sa distance, environ 7 200 années-lumière, et réévalué sa masse à environ 21 fois celle du Soleil.

Au centre de notre galaxie, la preuve est venue du mouvement des étoiles. Depuis le début des années 1990, deux équipes suivent celles qui gravitent autour d’une source nommée Sagittarius A*, à quelque 27 000 années-lumière. L’Allemand Reinhard Genzel observe depuis le Chili, d’abord au NTT de La Silla, puis au Very Large Telescope de l’ESO ; l’Américaine Andrea Ghez depuis l’observatoire Keck, à Hawaï. Leurs mesures concordent : une masse d’environ quatre millions de Soleils est concentrée dans une région pas plus grande que notre Système solaire. Tous deux partagent l’autre moitié du Nobel 2020.

L’étoile S2 est devenue leur sonde favorite. Elle boucle son orbite en environ seize ans. En mai 2018, elle est passée à moins de 20 milliards de kilomètres du trou noir, environ 120 fois la distance de la Terre au Soleil, à plus de 25 millions de kilomètres par heure, près de 3 % de la vitesse de la lumière. L’instrument GRAVITY, construit notamment avec l’Observatoire de Paris et l’université Grenoble Alpes, a mesuré le léger rougissement de sa lumière prévu par la relativité générale : en s’arrachant à un puits de gravité aussi profond, la lumière perd de l’énergie.

04Entendre une collision, photographier une ombre

Le signal de septembre 2015 a ouvert une autre voie. Une onde gravitationnelle est une infime vibration de l’espace-temps qui étire et comprime les distances à son passage ; les détecteurs LIGO la guettent avec des faisceaux laser. Baptisé GW150914, le signal correspondait à deux trous noirs d’environ 29 et 36 masses solaires, entrés en collision à près de la moitié de la vitesse de la lumière. En une fraction de seconde, l’équivalent d’environ trois masses solaires s’est changé en ondes gravitationnelles, avec une puissance de pointe plus de dix fois supérieure à celle de toute la lumière émise par les étoiles et les galaxies de l’Univers observable. L’analyse a été cosignée par la collaboration européenne Virgo, dont six groupes du CNRS.

Restait à les voir. En avril 2017, l’Event Horizon Telescope a coordonné huit radiotélescopes répartis sur la planète, de l’Atacama chilien au pôle Sud en passant par le télescope de 30 mètres de l’IRAM, pour former un instrument virtuel de la taille de la Terre. Sa finesse équivaut, selon l’ESO, à lire un journal new-yorkais depuis un café parisien. Le 10 avril 2019 paraît la première image d’un trou noir : celui de la galaxie M87, à environ 55 millions d’années-lumière, pesant quelque 6,5 milliards de masses solaires. Le 12 mai 2022 suit Sagittarius A*, plus de mille fois moins massif, qui paraît dans notre ciel aussi grand qu’un beignet posé sur la Lune.

Ces images montrent l’environnement du trou noir. Le gaz chaud qui tourne autour rayonne, et la gravité courbe les trajets de sa lumière, au point de faire apparaître au-dessus de la zone sombre une partie du disque situé derrière. Au centre se découpe une ombre apparente, plus de deux fois plus large que l’horizon lui-même : environ deux fois et demie pour M87*, selon l’ESO. L’anneau est plus brillant du côté où le gaz se dirige vers nous.

Cette allure avait été anticipée. En 1978, à l’observatoire de Paris-Meudon, le jeune chercheur Jean-Pierre Luminet calcule sur un ordinateur IBM 7040 l’apparence d’un trou noir entouré d’un mince disque de gaz, puis reporte le résultat à la main, point par point, à l’encre de Chine. Publiée en 1979, son image montre déjà un cercle noir et un disque plus lumineux d’un côté. Quarante ans plus tard, l’image de l’EHT en retrouve les traits. Mouvements d’étoiles, rayons X, ondes gravitationnelles et images radio : quatre façons de regarder, avec des instruments différents, convergent vers les mêmes objets.

05Ce qui reste derrière l’horizon

Toutes ces mesures portent sur l’extérieur. L’intérieur, d’où aucun signal ne sort, appartient à la théorie. Penrose a montré que la relativité générale y prévoit une singularité, une limite où ses propres lois cessent de s’appliquer. Structure physique ou artefact mathématique ? Personne ne le sait. Elle marque probablement l’endroit où il faudrait une théorie unissant la gravité et la physique quantique, encore à construire.

La physique quantique réserve justement une surprise. En 1974, Stephen Hawking calcule qu’un trou noir devrait émettre un faible rayonnement, comme n’importe quel corps doté d’une température, et perdre lentement sa masse. Pour un trou noir d’une masse solaire, sa température resterait inférieure à un millionième de degré au-dessus du zéro absolu, et son évaporation durerait bien plus longtemps que l’âge actuel de l’Univers. Ce rayonnement n’a jamais été observé en provenance d’un trou noir. Seuls de minuscules trous noirs, peut-être nés juste après le Big Bang, finiraient leur vie dans un éclat observable : le télescope spatial Fermi en a cherché parmi plus de 300 sources de rayons gamma, sans en trouver.

Si un trou noir s’évapore, que devient l’information sur tout ce qui y est tombé ? La physique quantique exige qu’elle se conserve ; la description de Hawking semble l’effacer. Ce « paradoxe de l’information » reste ouvert. Le trou noir apparaît ainsi sous deux visages : vu de loin, l’un des astres les mieux établis de l’astronomie, pesé, entendu et photographié ; vu de près, le lieu exact où nos deux grandes théories cessent de s’accorder.