Sciences & Techniques: Stephen Hawking et les trous noirs

« Sciences & Techniques: Stephen Hawking : le magicien des trous noirs Les trous noirs sont des étoiles cannibales qui engloutissent tout, même la lumière.

Pourtant, Hawking a réussi à les faire briller, voire même disparaître.

Mieux, dans son dernier ouvrage, ils deviennent des creusets d'univers entiers. Comme le nôtre. L'existence des trous noirs est une des prédictions phares de la théorie de la relativité générale.

Dès 1917, le physicien Karl Schwarzschild affirme qu'une étoile très massive peut, dans certaines conditions, emprisonner pour toujours la matière et la lumière.

Le concept de trou noir naît de cette possibilité de tout engloutir à jamais.

Leur importance et leur renommée est si grande aujourd'hui, comme le dit Jean-Pierre Luminet (1) , " parce qu'ils ont donné naissance à une nouvelle physique, celle qui met en jeu les phénomènes les plus extrêmes de l'Univers, et donc qui pousse la théorie qui les décrit dans ses derniers retranchements ".

A la fin des années trente, ce qui manquait pour pouvoir parler de trou noir, au sens d'un objet astronomique, c'était de trouver un processus qui permettrait à une étoile, par exemple, d'atteindre les conditions d'évolution vers le trou noir (stade final supposé de sa vie).

Il fallut donc attendre qu'une théorie viable de l'évolution des étoiles soit disponible.

En 1939, à la veille de la guerre, le physicien Oppenheimer montra que, sous certaines conditions, une étoile d'une masse au moins trois fois égale à celle de notre Soleil connaît, en fin de vie, un effondrement gravitationnel capable d'engendrer de tels monstres cannibales. En effet, les réactions thermonucléaires qui maintiennent l'étoile en vie et la font briller se terminent, faute de carburant, et aucune force " répulsive " ne peut plus, dès lors, s'opposer à celle de la gravitation qui tend à concentrer de plus en plus la matière stellaire vers son centre.

Il faut imaginer qu'une étoile trois fois plus lourde que notre Soleil se concentre alors en un astre d'un diamètre de quelques kilomètres seulement.

Une limite (les scientifiques disent un " horizon ") infranchissable se forme au cours de l'effondrement, et tout ce qui pénètre dans l'astre nouveau ne peut plus en ressortir.

Mais attention aux idées reçues : le champ de gravitation d'un trou noir, c'est-à-dire son influence à grande distance, est identique à celui d'une étoile normale de même masse.

Par exemple, si un esprit malin remplaçait, du jour au lendemain, notre Soleil par un trou noir de même masse, le mouvement de la Terre et des autres planètes ne serait en rien affecté. Dans les années soixante, le physicien anglais Roger Penrose secoua l'édifice théorique par une autre approche.

Avant lui, un trou noir était considéré comme un objet (ou idée) parfait : toute matière ou énergie absorbée venait augmenter sans limitation sa propre masse (évolution à sens unique).

Or, les choses, affirma-t-il, ne sont pas aussi simples : certaines grandeurs physiques doivent être conservées.

Elles sont au nombre de trois : - la masse et l'énergie (considérées, selon la relativité restreinte, comme les deux faces d'une même grandeur physique) forment ce que l'on appelle la masse irréductible du trou noir ; - le moment angulaire, c'est-à-dire la grandeur associée à la vitesse de rotation des objets sur eux-mêmes ; - la charge électrique. Mises à part ces trois caractéristiques physiques, toutes les autres informations, y compris celles relevant de la mécanique quantique, sont irrémédiablement perdues.

Autrement, dit un trou noir ne conserve que ce minimum d'informations. Associé à Hawking, Penrose va donc considérablement améliorer et compliquer le modèle.

Pour eux, la formulation mathématique comptait plus que la réalité physique.

Ils démontrèrent que, puisque qu'un trou noir ne peut que croître avec le temps, ce caractère irréversible évoquait furieusement les concepts de la thermodynamique.

Par analogie avec cette discipline, ils formulèrent les équations d'une thermodynamique du trou noir, en définissant notamment sa température et son entropie (augmentation du désordre dans le système).

A l'entropie fut associée la notion de " peau " (également appelée " horizon "), c'est-à-dire la limite de l'espace à partir de laquelle tout - et donc même la lumière - est englouti. En 1973, un dénommé Bekenstein alla chercher querelle à la belle ouvrage de Hawking et Penrose.

Il mit en évidence un paradoxe intrinsèque à cette théorie : la thermodynamique classique stipule qu'un objet complètement isolé dans l'espace voit son entropie. »