La première image d’un trou noir
La première image d’un trou noir : le trou noir supermassif au centre de la galaxie M87. Crédit : Event Horizon Telescope Collaboration

La première image d’un trou noir a été publiée le 10 avril 2019 à partir d’observations faites en avril 2017 dans le domaine radio.

Le trou noir en question se trouve au centre de la galaxie M87, une galaxie elliptique à environ 53 millions d’années-lumière de nous dans l’amas de galaxies de la Vierge. Sa masse est de 6,5 milliards de fois celle de notre Soleil. Le rayon de Schwarzschild du trou noir est estimé à environ 120 fois la distance du Soleil à la Terre, soit trois fois la distance moyenne entre le Soleil et Pluton. La combinaison de sa taille astronomique et de sa proximité – toute relative – fait de cet objet l’un des meilleurs candidats pour une observation directe.

Comme un trou noir ne laisse échapper aucune lumière, il s’agit plutôt d’une image de la silhouette du trou noir par rapport à son environnement – qui lui est visible. Le trou noir supermassif est en effet entouré d’un disque d’accrétion, c’est-à-dire d’un disque formé par du gaz interstellaire qui est attiré par le corps et chute lentement vers lui sur une trajectoire spirale. Cette matière est soumise à une friction considérable qui la chauffe à des millions de degrés et la fait donc briller. C’est en absorbant une partie de la lumière de ce disque brillant que le trou noir est révélé comme une région sombre au centre.

Le consortium Event Horizon Telescope

La taille angulaire de la silhouette est si petite qu’un télescope seul ne pourrait l’observer. Il a ainsi fallu fait appel à la technique VLBI (Very Long Baseline Interferometry, soit interférométrie à très longue base), qui consiste à observer l’objet à partir d’un ensemble de télescopes répartis sur la surface de la Terre toute entière.

Pour cette première image, huit radiotélescopes ont ainsi collaboré à travers le consortium Event Horizon Telescope : le réseau ALMA et le radiotélescope APEX dans le désert d’Atacama au Chili, le radiotélescope de 30 mètres de l’IRAM dans la Sierra Nevada en Espagne, le James Clerk Maxwell Telescope et le réseau Submillimeter Array au sommet du volcan Mauna Kea sur l’île d’Hawaï, le Large Millimeter Telescope Alfonso Serrano au sommet de la Sierra Negra au Mexique, le Submillimeter Telescope en Arizona et le South Pole Telescope à la base antarctique Amundsen-Scott au pôle Sud.

En combinant les images de ces radiotélescopes, les astronomes ont ainsi créé une sorte de télescope virtuel aussi grand que la Terre. A la longueur d’onde des observations, 1,3 millimètre, cet ensemble a permis d’obtenir une résolution angulaire exceptionnelle de 20 microsecondes d’arc. Avec la technologie actuelle, un tel procédé n’est pas possible en lumière visible, d’où l’usage exclusif des ondes radio en interférométrie à très longue base.

Notons que les différents radiotélescopes qui forment le Event Horizon Telescope ne sont pas connectés directement. Les données sont en fait synchronisées avec des horloges atomiques et enregistrées sur disque dur – cinq pétaoctets soit cinq millions de gigaoctets pour cette observation. Elles sont recombinées plus tard par des corrélateurs, avant d’être traitées numériquement pour enfin produire l’image finale, un processus qui aura pris deux ans dans le cas de cette image.

Les effets relativistes sur l’image

Du fait de la distorsion considérable de l’espace-temps autour du trou noir, plusieurs effets relativistes sont à prendre en compte pour mieux comprendre cette image.

Le disque d’accrétion n’est pas uniforme : ceci est dû au fait que le disque est en rotation. Le bas de l’image est la partie du disque qui contient le gaz actuellement en train de se rapprocher de nous. Sa lumière subit un effet Doppler relativiste qui la concentre dans la direction du mouvement et augmente la brillance de cette partie du disque. Du côté opposé, le gaz s’éloigne de nous et sa brillance est amoindrie.

Le disque d’accrétion est visible dans son intégralité : une portion des rayons lumineux qui s’échappent de la partie du disque derrière le trou noir sont suffisamment déviés par la courbure de l’espace-temps pour finir par se propager dans notre direction. Nous pouvons donc observer tout le disque, y compris les parties qui seraient traditionnellement cachées, et aussi bien sa partie supérieure que sa partie inférieure.

Le trou noir est nettement plus petit que sa silhouette : la zone sombre sur l’image est délimitée par la sphère photonique, c’est-à-dire la distance à laquelle les photons sont en orbite autour du trou noir. Le rayon de la sphère photonique est plus grand que le rayon de Schwarzschild du trou noir (1.5 fois si celui-ci était statique). Mais, de plus, la taille de la sphère photonique est amplifiée par la courbure extrême de l’espace-temps. Les équations de la relativité générale montrent ainsi que sur cette image le rayon de la silhouette sombre est d’environ 2,6 fois le rayon de Schwarzschild du trou noir.

Une simulation de la trajectoire de photons originant de différents points du voisinage d’un trou noir. Crédit: Nicolle R. Fuller/NSF

On attend maintenant avec impatience une image similaire du trou noir au centre de la Voie Lactée, mais cette observation est plus difficile car notre trou noir supermassif local est moins stable et sa luminosité varie beaucoup plus rapidement.

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