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Les Trous Noirs, futures sources d’énergie ?

publié le , mis à jour le

Par Denis GIALIS - Revue Espace & Astrophysique

Les trous noirs, bien qu’abondamment présents dans la littérature scientifique, font partie des objets astrophysiques les plus énigmatiques. Une définition simple d’un trou noir pourrait être celle-ci : un trou noir est une région de l’espace-temps causalement isolée du reste de l’Univers.

Figure 1 - Vue d’artiste d’une binaire X. C’est un système binaire composé d’une étoile supergéante bleue et d’un objet compact tel un trou noir. La matière constituant les couches externes de l’étoile est aspirée par le trou noir et il se forme deux jets de façon symétrique le long de l’axe de rotation du trou noir. Ces jets émettent notamment un fort rayonnement X. Crédit image : CNES.

Cela signifie qu’aucun rayonnement, aucun signal, aucune particule ne peut provenir de l’intérieur d’un trou noir et interagir avec un quelconque observateur extérieur. Toute particule ou tout objet traversant la frontière d’un trou noir est donc irrémédiablement perdu pour le reste de l’Univers. Cette frontière est une surface qui est appelée horizon des événements.

Rappelons que l’idée de l’existence des trous noirs est bien antérieure aux outils mathématiques modernes qui sont les seuls moyens permettant une étude précise de certaines de leurs propriétés physiques. En 1783, le physicien britannique John Michell, se basant sur les lois de la gravitation de Newton, émit l’hypothèse selon laquelle une étoile suffisamment massive pouvait avoir une vitesse de libération si élevée que même une particule de lumière voyageant à presque 300 000 km/s ne peut pas s’en échapper ; l’étoile devient alors ce qu’il appela une étoile noire.

Son calcul était plutôt simple puisque cette vitesse de libération, que l’on peut noter Vlib, s’exprime de la façon suivante : Vlib = √(2GM/R), avec M et R, respectivement la masse et le rayon de l’étoile, et G la constante gravitationnelle. En remplaçant Vlib par la vitesse de la lumière, on obtient facilement, pour une masse donnée, le rayon en-dessous duquel l’étoile devient une étoile noire : pour le Soleil, par exemple, malgré une masse égale à 2 x 1030 kg, ce rayon serait d’environ 3 km seulement, à comparer à son vrai rayon qui est d’environ 700 000 km.

Autrement dit, pour former une étoile de la masse du Soleil qui est capable de piéger sa propre lumière, il faudrait pouvoir concentrer toute sa matière dans une boule dont le rayon n’excèderait pas 3 km. Ne trouvant finalement que peu d’écho dans la communauté scientifique et philosophique de son époque, cette idée d’étoile noire, ou d’astre obscur, ne fût reprise et popularisée que treize années plus tard par le français Pierre Simon de Laplace, qui l’abandonna à son tour, suite aux travaux concernant la nature ondulatoire de la lumière.

Le concept de trou noir, dont le terme est dû à John Archibald Wheeler en 1967, ressurgit de l’ombre après l’avènement de la théorie de la relativité générale d’Albert Einstein à la fin de l’année 1915. La notion d’espace courbe, associée à la géométrie développée par des mathématiciens comme - par exemple - Riemann, Lobatchevski ou Poincaré, permettait effectivement d’entrevoir une solution particulière aux équations d’Einstein.

En effet, quelques semaines seulement après la publication des travaux d’Einstein, c’est à Karl Schwarzschild que l’on doit une première solution de ces équations pour un astre massif à symétrie sphérique et sans rotation. Le trou noir pouvait alors être défini comme une région de l’espace-temps où la courbure est si forte que la trajectoire - appelée géodésique - de toute particule, y compris celle d’un rayon lumineux, se termine dans une singularité centrale, une sorte de trou dans l’espace-temps ou de passage pour rejoindre une autre partie de l’Univers.

Les seules informations physiques accessibles sur un trou noir sont finalement sa masse, son moment cinétique et, éventuellement, sa charge électrique. Ces trois informations ne nous sont données que de manière indirecte, c’est-à-dire en étudiant le comportement dynamique ou le rayonnement de la matière au voisinage du trou noir, ou bien en observant la déviation de la lumière d’objets plus lointains situés en arrière-plan du trou noir.

La théorie d’aujourd’hui classe les trous noirs en quatre types principaux dont la différence réside principalement dans l’ordre de grandeur des masses, et dans les scénarii de formations : le premier est ceux que l’on nomme trous noirs primordiaux. Apparus dès les premiers instants qui ont suivi le Big Bang, les trous noirs primordiaux pourraient être de toutes tailles et de toutes masses : les plus petits, appelés mini-trous noirs, de la taille d’une particule élémentaire, se seraient rapidement évaporés avant de disparaître, alors que les plus grands auraient pu constituer le cœur des galaxies primitives.

Le deuxième type de trou noir est celui qui va nous intéresser et dont nous détaillerons la formation plus loin : il s’agit des trous noirs stellaires, dont la masse varie de 3 à quelques dizaines de masses solaires. Le troisième type est celui des trous noirs géants se trouvant au centre de la plupart des galaxies et qui ont des masses allant de quelques millions à quelques milliards de masses solaires ; ils se sont formés dès la naissance de leur galaxie hôte ou bien progressivement par accrétion de matière (gaz, étoiles ou trous noirs stellaires environnants).

Enfin, le dernier type n’a été mis en évidence de façon observationnelle que depuis quelques années au sein d’amas globulaires denses en étoiles ; ce sont les trous noirs intermédiaires, dont la masse est comprise entre quelques centaines et quelques milliers de masses solaires.

Outre l’aspect théorique - ou observationnel - qui reste passionnant pour l’astrophysicien moderne, les trous noirs présentent une particularité unique qui pourrait bien intéresser l’être humain du futur : l’idée fût évoquée pour la première fois par Sir Roger Penrose qui montra que l’extraction d’une partie de l’énergie de rotation d’un trou noir était possible. Les trous noirs en rotation, appelés trous noirs de Kerr, ont la capacité d’entraîner avec eux l’espace-temps au cours de leur mouvement ; la modification qui en résulte sur leur structure interne fait apparaître une région de l’espace-temps aux propriétés particulières que l’on appelle ergorégion située entre l’horizon des événements et la surface limite de stationnarité appelée aussi ergosphère. C’est cette ergorégion, de laquelle il est encore possible de s’échapper, qui permet notamment d’envisager un mécanisme d’extraction de l’énergie de rotation d’un trou noir de Kerr.

Les possibilités pour une civilisation avancée technologiquement d’exploiter l’énergie d’un trou noir sont les grandes questions qui vont nous intéresser. Mais, tout d’abord revenons à la formation des trous noirs stellaires.

Comment se forment les trous noirs stellaires ?

L’existence même des trous noirs a été très controversée au début du siècle dernier, et il fallut attendre les travaux de Robert Oppenheimer et de Subrahmanyan Chandrasekhar, à la fin des années trente, pour démontrer qu’il était théoriquement possible que le stade d’évolution ultime d’une étoile pouvait être un trou noir.
Une étoile est essentiellement constituée d’hydrogène au début de sa vie, et doit son équilibre structurel à deux forces opposées : la première est la force de gravitation, responsable du phénomène d’accrétion qui a permis une contraction du nuage d’hydrogène initial en une boule suffisamment dense et chaude pour permettre l’amorçage de réactions nucléaires.

Cette force aboutirait irrémédiablement à la formation d’un objet de densité infinie, et donc d’un trou noir, si rien ne venait la contrebalancer. La seconde force est liée aux forces de pression qui augmentent au fur et à mesure du processus de contraction lorsque les réactions nucléaires s’amorcent et que la température interne monte : ces forces empêchent ainsi un effondrement gravitationnel de l’étoile. La difficulté pour les physiciens a été de déterminer dans quelles conditions l’une des forces pouvait l’emporter sur l’autre.

Le destin d’une étoile solitaire dépend principalement de sa masse ; une étoile comme le Soleil - par exemple - est trop peu massive pour donner naissance à un trou noir. Chandrasekhar a montré qu’une étoile dont la masse, en fin de vie, est inférieure à 1,4 fois la masse du Soleil donne naissance à une naine blanche.
Rappelons qu’une naine blanche est une étoile composée de matière dégénérée - dont la masse volumique est de l’ordre de plusieurs centaines de kilogrammes par centimètre cube - en équilibre grâce à une pression électronique gigantesque compensant un champ gravitationnel tout aussi intense. Aussi, nous ne nous intéresserons, dans notre cas, qu’aux étoiles massives dont la masse est initialement supérieure à une dizaine de fois celle du Soleil.

Après une phase de formation, un équilibre entre gravitation et forces de pression est provisoirement atteint grâce aux réactions thermonucléaires de fusion qui ont lieu en son cœur. Pendant plusieurs dizaines de millions d’années, l’étoile n’est alors qu’une gigantesque machine transformant l’hydrogène en hélium, puis l’hélium en éléments chimiques plus lourds comme le carbone, l’oxygène, le néon, le silicium et ce, jusqu’au fer : cette phase constitue la séquence principale de l’étoile, elle dure d’autant moins longtemps que l’étoile est massive.

Dans le même temps, une masse importante est éjectée depuis les couches superficielles de l’étoile sous forme de vent : au cours de sa vie une étoile massive dont la masse initiale est d’environ 20 fois celle du Soleil peut perdre jusqu’à 20% de sa masse. Lorsque la quantité de fer devient trop importante, les réactions thermonucléaires s’arrêtent dans le cœur. La structure interne de l’étoile est alors formée de couches concentriques constituées par les différents éléments chimiques qui ont été produits, mais aucun équilibre stable ne peut être atteint, malgré les réactions de fusion se produisant dans chacune des couches et l’énergie qui est libérée.

Le cœur de fer se contracte sans que rien ne puisse l’arrêter jusqu’à ce que la matière atteigne l’un de ses états les plus denses : les électrons commencent fusionner avec les protons pour donner des neutrons, et le cœur se transforme en moins d’un dixième de seconde en une boule de neutrons dont la masse volumique atteint des valeurs de l’ordre de 1017 kg/m3.
Vieillit-on plus ou moins vite en orbite autour d’un trou noir ?

Comme nous l’avons évoqué plus haut, la présence d’une planète en orbite autour d’un trou noir est très peu probable à moins que celle-ci n’ait été capturée après la formation du trou noir ! Néanmoins, à l’instar des astronautes du célèbre film Interstellar qui se retrouvent sur une planète en orbite autour d’un trou noir, est-il exact que l’on vieillit moins vite que celui qui est resté plus loin du trou noir ? La réponse est oui, mais la différence est infime et ne correspond pas du tout aux échelles de temps évoquées dans le film.
En effet, pour qu’une quelconque planète puisse être sur une orbite stable autour d’un trou noir, il faut que le rayon de son orbite soit au moins égal à trois fois le rayon de Schwarzschild, c’est-à-dire trois fois plus loin du centre du trou noir que l’horizon des événements. A cette distance, l’écoulement du temps est quasiment identique à celui que mesurerait un observateur extérieur situé beaucoup loin du champ gravitationnel. Pour commencer à ressentir des effets importants concernant le ralentissement de l’écoulement du temps il faut donc se rapprocher beaucoup plus de l’horizon des événements.
Il est bon de rappeler que ce ralentissement n’est que relatif. L’astronaute s’approchant de l’horizon ne verra aucun effet sur sa montre et il aura l’impression de vivre tout à fait normalement tant que les forces de marées restent raisonnables, ce qui est le cas pour les trous noirs géants. En revanche, celui qui l’observe de loin aura l’impression que ce dernier reste figé à jamais près de l’horizon tandis que son image rougit de plus en plus avant de n’être finalement plus visible.
Notons enfin que toute communication radio devient également impossible entre un astronaute proche de l’horizon et celui qui reste sur une orbite lointaine : l’effet Doppler gravitationnel responsable du rougissement de l’image s’applique aussi à tout signal radio dont la longueur d’onde devient de plus en plus grande au fur et à mesure que l’astronaute s’approche de l’horizon.

Cela signifie qu’une cuillère à café de sa matière possède une masse qui dépasse le milliard de tonnes ! Le vide créé provoque alors la chute et l’écrasement des couches externes vers le cœur de neutrons de l’étoile ; l’onde de choc est si forte, qu’arrivée à la surface de l’étoile, elle expulse une grande partie des couches externes sous la forme d’une explosion très violente que l’on appelle supernova. Cependant, le cœur de l’étoile subsiste et celui-ci donne naissance à une étoile à neutrons dont le rayon ne dépasse pas la dizaine de kilomètres.

Le destin d’une étoile à neutrons solitaire dont la masse est inférieure à environ 3 fois la masse solaire s’arrête à ce stade si aucun processus d’accrétion ne vient augmenter sa masse au cours du temps. En revanche, si l’étoile à neutrons est plus massive, alors sa vitesse de libération atteint ou dépasse celle de la lumière ; l’étoile devient un trou noir et son évolution s’arrête.

Quelle énergie peut-on extraire d’un trou noir ?

Nous avons vu que rien ne pouvait sortir d’un trou noir : il est vrai qu’un objet macroscopique tel un être humain ou un vaisseau spatial n’a aucune chance d’échapper à la singularité centrale une fois franchi l’horizon des événements. En revanche, à l’échelle des particules élémentaires comme les électrons ou les photons, les lois de la physique quantique ne peuvent plus être ignorées et prennent parfois le pas sur l’aspect relativiste des phénomènes à l’œuvre au voisinage de l’horizon des événements. En 1974, Stephen Hawking avança l’idée révolutionnaire que les trous noirs pouvaient ne pas être aussi noirs que ce qui était prédit par la relativité générale. Alors qu’il se demandait pourquoi les mini-trous noirs semblaient avoir disparu de l’Univers, il comprit qu’un rayonnement infime, certes, mais bien réel et calculable, pouvait être émis depuis leur surface.

Pour comprendre cela, il faut revenir au principe d’incertitude qui stipule - par exemple - que la vitesse et la position d’une particule ne peuvent être définies précisément de façon simultanée, tout comme son énergie sur une échelle de temps trop petite. Ce principe, fondamental en physique quantique, a pour conséquence un phénomène appelé effet tunnel dans lequel une particule piégée dans un champ d’énergie réussit tout même à s’échapper avec une faible probabilité mais une probabilité non nulle. C’est grâce à cela qu’au voisinage de l’horizon des particules comme les photons arrivent à s’échapper du trou noir. On arrive ainsi à la conclusion que les trous noirs s’évaporent et perdent donc de la masse s’ils sont suffisamment isolés pour que la matière environnante qui tombe sur eux ne compense pas cet effet.

Malheureusement, le rayonnement électromagnétique lié à cette évaporation - appelé rayonnement de Hawking - et semblable à celui d’un corps noir ordinaire, est inversement proportionnel à la masse du trou noir. Autrement dit, si un mini-trou noir peut rayonner très intensément et donc perdre rapidement de la masse, un trou noir de masse stellaire ne produit qu’un très faible rayonnement dont la température est bien inférieure à celle du fond diffus cosmologique (2,7 K). Ainsi, tandis que beaucoup de mini-trous noirs se sont déjà évaporés, les calculs montrent qu’un trou noir de masse stellaire ne pourra s’évaporer complètement qu’au bout d’un temps dépassant de plusieurs dizaines d’ordres de grandeur l’âge de l’Univers !

Il apparaît donc difficile d’extraire de l’énergie via le trop faible et trop froid rayonnement d’Hawking, et ce quel que soit le développement technologique. Néanmoins la physique des trous noirs nous permet d’envisager d’autres solutions.

Le réservoir d’énergie d’un trou noir se divise essentiellement en quatre : il y a, tout d’abord, l’énergie de masse inerte qui reste inaccessible si ce n’est par le rayonnement de Hawking trop faible pour avoir un quelconque intérêt. Il vient ensuite l’énergie liée à la charge électrique éventuelle du trou noir. Malheureusement, nous n’avons aucun indice permettant de prouver qu’il existe des trous noirs électriquement chargés, et leur existence est rendue très improbable si l’on sait que toute charge dans l’Univers tend naturellement à être neutralisée par l’environnement interstellaire.

Le troisième réservoir est celui qui va nous intéresser en premier lieu : c’est l’énergie rotationnelle du trou noir. Les trous noirs en rotation représentent l’essentiel de la population de trous noirs étant donné que toute étoile - de par son processus de formation - est en rotation et que celles qui donnent naissance à un trou noir lui transmettent donc également leur moment cinétique, c’est-à-dire leur énergie de rotation.

Quelle fraction de cette énergie peut-on extraire théoriquement ? Là encore, on montre, dans le cadre de la thermodynamique des trous noirs, que le maximum de l’énergie que l’on peut envisager d’extraire est équivalent à 29% de l’énergie de masse du trou noir. Ce pourcentage est calculé pour un trou noir de Kerr dit extrême, c’est-à-dire au maximum de la vitesse de rotation qu’il peut avoir.

Comment, dès lors, avoir accès à cette énergie de rotation ? L’idée, qui a été proposée pour la première fois par Roger Penrose, est la suivante : utiliser les propriétés de l’ergorégion. Nous avons défini plus haut ce qu’était cette région si particulière dans la structure d’un trou noir de Kerr. Les propriétés de l’espace-temps y sont telles qu’une particule peut très bien y posséder une énergie négative : pour cela, il faut notamment que la particule pénètre dans l’ergorégion selon une orbite (ou géodésique) dite rétrograde c’est-à-dire avec un mouvement de rotation inverse à celui du trou noir [1].

Imaginons que la particule se désintègre en deux autres particules l’une tombant dans le trou noir, donc traversant l’horizon des événements, et l’autre s’échappant vers un observateur situé à l’extérieur de l’ergorégion. La conservation de l’énergie totale des deux particules implique alors que la particule qui revient vers l’observateur a plus d’énergie que la particule initiale ! D’où provient cette énergie supplémentaire ? De l’énergie de rotation du trou noir ! Et celle-ci qui diminue d’autant. C’est donc un scenario idéal pour prélever de l’énergie à un trou noir.

Dans l’excellent ouvrage Gravitation de Charles Misner, Kip Thorne et John Wheeler consacré à la relativité générale, cette idée est reprise pour une civilisation technologiquement avancée qui souhaiterait vivre en orbite autour d’un trou noir de Kerr ; les déchets que produirait une telle civilisation seraient envoyés directement vers le trou noir dans des bennes à ordures, suivant une trajectoire adéquate, qui largueraient les déchets dans l’ergorégion et qui reviendraient ensuite avec une énergie supérieure à celle qu’elles avaient au départ.

Que ressent-on lorsqu’on traverse l’horizon des événements d’un trou noir ?

Cela dépend de la masse du trou noir c’est-à-dire de la taille de l’horizon des événements. Contrairement à ce que l’on pourrait penser, les trous noirs les plus massifs sont les moins dangereux pour quiconque se rapproche de leur horizon. En effet, les forces de marée qui tendent à disloquer tout objet sur l’horizon sont inversement proportionnelles à la masse au carrée du trou noir et proportionnelle à la taille de l’objet.

Les calculs montrent que, pour qu’un astronaute mette sa vie en péril en ressentant des forces de marée suffisantes pour briser son corps, il faut que le trou noir ait au minimum une masse égale à dix mille fois celle du Soleil. Les trous noirs géants, de plusieurs centaines de millions de fois la masse du Soleil et que l’on rencontre au cœur des galaxies, sont ainsi capables d’absorber des étoiles tout entières sans qu’elles ne ressentent aucun effet sur leur structure et sur leur forme.
Les habitants d’une planète qui serait en orbite autour de cette étoile ne s’apercevraient même pas qu’ils ont traversé le point de non-retour et que leur système stellaire est proche d’être englouti.
En revanche, lorsqu’une étoile s’approche d’un trou noir stellaire ou qu’elle est en orbite, les forces de marée détruisent sa structure interne, l’étoile se déforme, s’allonge et le gaz dont elle est constituée se fait irrémédiablement aspirer. Une petite partie réussit néanmoins à s’échapper avant d’atteindre l’horizon et forme deux jets le long de l’axe de rotation du trou noir et en émettant un fort rayonnement X (voir Fig. 1). Ce type d’objet est appelé binaire X.

Il suffirait alors de récupérer l’énergie cinétique acquise par ces bennes en les faisant rentrer dans un rotor permettant de produire in fine de l’électricité, donc de l’énergie utilisable.

Autrement dit, ce n’est là qu’une autre version du principe de l’éolienne mais le vent est ici remplacé par des bennes à ordures spatiales qui sont accélérées par le trou noir ! Il est bien évident que le danger d’une telle expérience est réel : en effet, l’énergie cinétique gagnée par chaque benne serait supérieure à l’énergie de masse des ordures envoyées dans le trou noir car il faut rajouter, en plus, de l’énergie rotationnelle prélevée à ce dernier. Ainsi, la valeur de cette énergie gagnée est simplement colossale !

Une autre solution permettant d’extraire de l’énergie rotationnelle du trou noir est envisageable mais il faut alors choisir de voyager jusqu’aux abords d’un trou noir géant entouré d’un disque d’accrétion magnétisé comme il en existe dans les noyaux de galaxies (voir Fig. 2). Bien que n’ayant pas de champ magnétique propre, le trou noir se retrouve plongé dans celui de son disque d’accrétion, vaste réservoir de matière alimentant l’astre central. La rotation du trou noir est alors à l’origine de la création d’intenses courants électriques circulant dans son disque et sur sa surface, exactement comme une dynamo géante. C’est la génération de ces courants associée au champ magnétique du disque qui tend à freiner la rotation du trou noir, autrement dit, qui prélève de son énergie rotationnelle. Diverses solutions technologiques pourraient permettre de récupérer une partie de ces courants électriques gigantesques qui sont, par ailleurs, à l’origine de puissants jets de matière ultra-relativistes comme ceux que l’on observe dans les noyaux actifs de galaxies.

Le processus d’accrétion est aussi responsable d’une forte émission de lumière dans toutes les longueurs d’ondes : cette énergie lumineuse reste également exploitable grâce - par exemple - à l’effet photoélectrique qui est à la base du fonctionnement de nos panneaux solaires. La difficulté principale réside ici dans le fait de pouvoir se protéger efficacement des rayons mortels composés de photons de haute énergie (rayons X et gamma) ou d’électrons et de protons accélérés qui sont produits lors d’un tel processus d’accrétion ! Leur énergie est si grande qu’ils sont capables de traverser les matériaux et les blindages utilisés dans nos vaisseaux spatiaux actuels : le danger vient alors du fait qu’ils provoquent non seulement des pannes de l’électronique embarquée mais également qu’ils irradient mortellement d’éventuels astronautes.

Un dernier réservoir d’énergie est celui du champ gravitationnel. Comment extraire une telle énergie ? Cette idée est développée dans l’ouvrage de J.P. Lasota, intitulé La science des trous noirs. Cette fois-ci, la rotation du trou noir ne joue plus aucun rôle. Le principe est toujours de fournir à « manger » au monstre central en ce sens qu’il faut se débarrasser d’une certaine masse de matière pour obtenir, en retour de l’énergie. L’expérience est plutôt simple et elle utilise finalement l’intense effet de marée qui agit sur tout objet massif étendu au voisinage d’un trou noir : un expérimentateur se situe toujours sur une orbite lointaine autour du trou noir, mais cette fois-ci il attache les déchets qu’il veut sacrifier à un fil enroulé autour du cylindre d’un treuil.

Lorsque les déchets chutent en direction du trou noir le champ gravitationnel du trou noir est tel que la tension du fil augmente constamment ce qui a pour effet de faire tourner le treuil et donc de permettre la production de courant électrique, là encore comme une éolienne. Évidemment, cela fonctionne que jusqu’à la rupture du fil. Celle-ci reste inévitable étant donné que la tension sur le fil devient infinie lorsque les déchets atteignent l’horizon des événements. Cela traduit simplement le fait qu’à ce moment-là les déchets deviennent irrécupérables et sont condamnés à rejoindre le centre du trou noir.

Même s’il est difficile de comparer les différentes solutions pour extraire de l’énergie d’un trou noir, ce dernier scenario reste sans doute techniquement plus simple (et moins dangereux !) que de récupérer des masses accélérées comme dans celui de Misner, Thorne et Wheeler.

Quels sont les défis à relever pour accéder à l’énergie d’un trou noir ?

Il faut se rappeler que le processus de formation d’un trou noir est très violent. Il suit l’effondrement et l’explosion cataclysmique d’étoiles supermassives en supernova. La durée de vie de ces étoiles, quelques centaines de millions d’années seulement, est beaucoup plus courte que celle des étoiles de masse moyenne comme - par exemple - le Soleil qui vivent dans un état relativement stable une dizaine de milliards d’années. Cela signifie qu’elles constituent de bien mauvaises candidates pour avoir une planète en orbite qui abrite de la vie, et encore plus, de la vie intelligente, celle-ci n’ayant pas assez de temps pour se développer.

En outre, lors de l’explosion en supernova, toutes les éventuelles planètes en orbite sont désintégrées ou brûlée, et finalement lorsqu’il y a la formation d’un trou noir, celui-ci ne se retrouve entouré au mieux que de poussière et de gaz, peu propices au développement de la vie. Ainsi, la présence de planètes autour des trous noirs ne peut être que très rares même s’il reste éventuellement la possibilité au trou noir d’en capturer via les interactions gravitationnelles avec d’autres étoiles.

Figure 2 - Vue d’artiste d’un noyau actif de galaxie. Au centre de l’objet se cache un trou noir géant de plusieurs millions de masses solaires. Ce type de trou noir est caractérisé par un fort taux d’accrétion : il absorbe littéralement le disque de matière opaque qui l’entoure. Deux jets de matière accélérée se forment alors perpendiculairement au disque d’accrétion et se propage dans l’espace à des vitesses très proches de celle de la lumière. La taille de ces jets peut dépasser plusieurs milliers d’années-lumière. Crédit image : ESA/NASA.

Enfin, le dernier problème est qu’une partie de la matière qui tombe sur le trou noir peut se retrouver éjectée avant d’atteindre l’horizon et des particules de très haute énergie et dangereuses pour toute forme de vie, peuvent être émises dans l’espace jusque loin du trou noir via la formation de jets le long de son axe de rotation. Il est donc absolument nécessaire pour tout vaisseau spatial d’éviter les régions de l’espace situées au-dessus des pôles d’un trou noir au risque d’être détruits par le flot de matière.

Le premier défi technologique pour une forme de vie intelligente est donc déjà de pouvoir trouver un trou noir et d’être capable s’en rapprocher. Puisque toute civilisation n’a pu apparaître qu’autour d’une étoile de taille modeste qui ne donnera pas de trou noir, il apparaît incontournable de pouvoir voyager sur de longues distances pour changer de système stellaire et atteindre des zones de l’espace dans lesquelles elle a des chances trouver des trous noirs.

Autrement dit, la première difficulté est bien de créer des moyens de déplacements suffisamment rapides pour voyager loin en un temps raisonnable par rapport aux besoins d’une civilisation. A titre d’exemple, pour des êtres humain, cela signifie qu’il faudrait pouvoir atteindre un trou noir sur l’échelle de quelques décennies tout au plus ou bien accepter le fait de voyager sur plusieurs générations, les dernières n’ayant jamais vu la Terre et ne la verront jamais.

Il faut savoir qu’à la vitesse de la lumière, il faut plus de quatre ans depuis la Terre pour atteindre l’étoile la plus proche, Proxima du Centaure. Un vaisseau spatial voyageant à la vitesse d’un avion de ligne mettrait quant à lui 4,5 millions d’années ! Comment faire mieux ? Pour l’instant, nous n’en savons rien, mais être capable d’agir directement sur l’espace-temps pour raccourcir les durées des voyages interstellaires sera peut-être une solution dans un avenir lointain permettant de contourner le problème de la vitesse limite que représente la vitesse de la lumière.

Le second défi est de pouvoir survivre et se développer tout en restant en orbite autour d’un trou noir : bien que, comme nous l’avons vu, de l’énergie puisse être extraite du trou noir et de son environnement, il reste qu’il n’y a aucune chance de trouver une planète, habitable ou non, dans le champ gravitationnel d’un trou noir. Cela suppose d’importer d’un autre système stellaire tout ce dont la vie a besoin pour se maintenir (nourriture, oxygène…) et tout ce dont l’industrie a besoin pour pouvoir exploiter l’énergie du trou noir (matières premières, matériaux de construction…).

Là encore, toute civilisation avancée doit pouvoir résoudre le problème du transport dans notre Univers sur des distances qui sont telles que, même à la vitesse de la lumière, il faut beaucoup de temps pour relier deux systèmes stellaires différents.

Enfin, le troisième défi est bien sûr d’arriver à construire un système d’exploitation de l’énergie efficace et sans danger parmi ceux que nous avons évoqués plus haut, mais cela n’est finalement peut-être pas le plus compliqué pour quiconque a déjà réussi à survivre aux abords du trou noir !

Une fois tous ces défis relevés, un trou noir représente donc une source d’énergie immense pour une civilisation technologiquement très avancée par rapport à l’humanité. Le trou noir, vu comme une machine à produire de l’énergie, a une capacité quasi-infinie que l’on peut alimenter simplement en lui apportant de la matière, c’est-à-dire de la masse.

Enfin, comme nous l’avons vu le trou noir représente le stade ultime de l’évolution d’une étoile, dans le cas des trous noirs stellaires, ou d’un centre galactique, dans le cas des trous noirs géants. Cela signifie que sa durée de vie dépasse largement l’âge de l’Univers actuel et permet donc, à quiconque souhaite vivre dans son voisinage, d’envisager une colonisation sur le long terme.

Notes :

[1] Dans l’ergosphère, la vitesse angulaire d’une telle particule a bien le même signe que celle du trou noir, mais c’est son moment cinétique qui est de signe opposé.

Cet article est initialement paru à : Espace & Astrophysique, N°12, janvier 2016, et a été republié sur notre site avec l’aimable autorisation de l’auteur.

Du même auteur  : Sursauts gamma, les plus prodigieuses explosions de l’Univers

Quelques ouvrages pour tous sur les trous noirs

- Les trous noirs, J.P. Luminet, 1987, Ed. Belfond.
- Trous noirs et distorsions du temps, K. Thorne, 1997, Champs Flammarion.
- La science des trous noirs, J.P. Lasota, 2010, Odile Jacob.
- Une brève histoire du temps, S. Hawking, 2008, Champs Flammarion.
- Qu’est-ce qu’un trou noir ?, P. et N. Bordé, 2005, Ed. Le Pommier.


* Astrophysicien sans poste, Denis Gialis est spécialiste des processus d’accélération et de l’émission à haute énergie des particules au voisinage des objets compacts (trous noirs, étoiles à neutrons...) et dans les écoulements relativistes (vents de sursauts gamma, jets de noyaux actifs de galaxie...). Il survit en étant professeur dans l’enseignement supérieur privé. Il a publié récemment, avec F.X. Désert (directeur de l’IPAG), un ouvrage de problèmes en relativité générale à l’occasion du centenaire de cette théorie.

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