Une Solution pour la Naissance des Trous Noirs Supermassifs

L’existence de trous noirs supermassifs de plus de 1 milliard de masses solaires dans un Univers à peine âgé de 1 milliard d’années pose de grandes questions aux astrophysiciens. Comment de tels objets ont-ils pu grossir de la sorte en si peu de temps ? Ces trous noirs supermassifs sont les sources d’énergie qui sont à l’origine des quasars, objets extrêmement lumineux et lointains, connus depuis une cinquantaine d’année.

Vue d'artiste d'un trou noir entouré par un disque
d'accrétion. (NASA/CXC/SAO)

Les quasars les plus lointains que nous connaissons se situent dans une zone de l’espace-temps où l’Univers n’avait que 6% de son âge, soit un peu moins d’un milliard d’années. Les premières étoiles, elles, sont apparues quand l’Univers était âgé environ d’une centaine de millions d’année et les premières galaxies aux alentours de 500 millions d’années.
Ce que l’on pense aujourd’hui, c’est que les trous noirs supermassifs grossissent par fusion successives de trous noirs de masses intermédiaires, de plusieurs centaines de milliers de masse solaire. Mais un trou noir « normal » se forme par l’effondrement d’une étoile qui peut avoir environ une masse de 10 masses solaires, seulement. Les premiers trous noirs sont apparus après l’effondrement d’étoiles de la toute première génération, celles qui sont nées quelques centaines de millions d’années après la singularité initiale, et qui ont dû avoir une durée de vie très courte, probablement moins de 100 millions d’années.
On pense donc raisonnablement qu’il existait de nombreux trous noirs stellaires (de l’ordre de 10 masses solaires) dans l’Univers âgé de 300 à 400 millions d’années.
Mais comment peut-on passer de trous noirs de 10 masses solaires à des énormités de plus de 100000 masses solaires en l’espace de seulement 600 millions d’années ? Cette question est l’une des grandes énigmes actuelles en astrophysique. La question se pose car le grossissement en masse des trous noirs par accrétion de matière est un processus limité : le taux d’accrétion d’un trou noir (la quantité de masse attrapée par seconde) ne peut pas dépasser une certaine limite physique, le taux d’Eddington, qui est lié à la pression de radiation produite par le rayonnement du disque d’accrétion, qui vient s’opposer à la force de gravitation faisant tomber le gaz dans le disque d’accrétion.

Schéma du principe d'accrétion exponentielle par
diffusion au sein d'un amas dense. Le trou noir
a un mouvement erratique et collecte de la
matière dans son mouvement.
(Alexander et al., Science)

Deux astrophysiciens, un israélien et un américain, viennent de proposer une solution possible à cette énigme. Dans un court article paru dans le numéro deScience de vendredi dernier, ils proposent un mécanisme dynamique permettant à un trou noir stellaire d’outrepasser la limite d’Eddington et de grossir très rapidement et très fortement pour atteindre la taille d’une graine de trou noir supermassif, soit 10000 masses solaires en moins de 10 millions d’années.

Leur proposition est la suivante : à l’origine, un trou noir stellaire de 10 masses solaires se trouve emprisonné à l’intérieur d’un amas très dense d’étoiles. De plus, cet amas est traversé par un flux de gaz froid et dense également. Ce type d’amas d’étoiles pourrait être les toutes premières proto-galaxies.

Ce qui se passe est que le disque d’accrétion entourant le trou noir est fortement perturbé par les multiples interactions gravitationnelles entre le trou noir et les étoiles environnantes, très nombreuses. De fait, le trou noir se retrouve comme balloté dans un mouvement erratique parmi les milliers d’étoiles de l’amas. De plus, le flot de gaz froid circulant au milieu de tout ce monde a pour effet de rendre opaque le milieu à proximité immédiate du disque d’accrétion du trou noir. La conséquence de ces effets simultanés est une sorte de disparition de la limite d’Eddington : dans ces conditions particulières, le trou noir se retrouve pouvoir accréter et absorber tout le gaz (et les étoiles sont du gaz) se trouvant sur son chemin avec un taux (la quantité de masse par seconde) sans aucune limite. Ce grossissement est qualifié par les auteurs de supra-exponentiel, c’est dire…

Tal Alexander et Priyamvada Natarajan montrent que dans ces conditions particulières, un trou noir de taille stellaire atteint 10000 masses solaires en moins de 10 millions d’années. Ils indiquent également qu’avec de telles graines de trous noirs de 10000 masses solaires, le seul effet d’une accrétion revenue dans un régime normal (avec limite d’Eddington) suffirait à obtenir des trous noirs de 1 milliard de masse solaire quelques centaines de millions d’années plus tard, même sans avoir recours à des fusions de graines…

Ils concluent leur article en précisant qu’il n’est même pas nécessaire qu’un tel mécanisme ait lieu systématiquement. Si cela a eu lieu dans seulement 1 à 5% des amas denses d’étoiles de l’Univers très jeune, ce serait suffisant pour expliquer le nombre de quasars que nous voyons aujourd’hui.
Serait-ce le début de la fin d’une énigme ?

Référence :
Rapid growth of seed black holes in the early universe by supra-exponential accretion
Tal Alexander and Priyamvada Natarajan
Science, vol 345 issue 6202 (12 september 2014)

lundi 15 septembre 2014

http://drericsimon.blogspot.com/2014/09/une-solution-pour-la-naissance-des.html

Le Boson de Higgs à l'Origine de la Matière Noire et de l'Asymétrie Matière-Antimatière ?

Et si le boson de Higgs était à l'origine de deux grandes énigmes actuelles de la physique : la matière noire et l'asymétrie entre matière et antimatière ? C'est ce que suggèrent deux physiciens qui publient une nouvelle théorie audacieuse dans Physical Review Letters.

Tout part de la suggestion par Sean Tulin, de l'University of Michigan et Géraldine Servant de l'institut Catalan de recherches avancées de Barcelone, qu'il aurait pu exister une asymétrie entre le boson de Higgs et son antiparticule dans l'Univers primordial.
On pense actuellement que le boson de Higgs ne possède pas d'antiparticule, mais le modèle standard de la cosmologie permet qu'il y ait eu à la fois des bosons de Higgs et des anti-bosons de Higgs quand l'Univers était très jeune. Le boson de Higgs interagit avec la matière ordinaire, et une éventuelle asymétrie entre bosons et anti-bosons de Higgs peut se transmettre d'une certaine manière en provoquant une asymétrie entre matière et antimatière...

Cette idée a été appelée l'Higgsogénèse par les auteurs, en référence à la baryogénèse, qui est la phase de production des baryons (protons et neutrons) en plus grande quantité que les antibaryons.

Tulin et Servant montrent que si le boson de Higgs interagit également avec la matière noire, par exemple en produisant des particules de matière noire lors de sa désintégration, il peut créer une quantité de matière noire telle que le ratio matière noire/matière visible est exactement ce que nos observons aujourd'hui...

Une conséquence, et non des moindres, de ce concept serait l'existence d'un test très simple pour l'existence de la matière noire, qui a tant de mal à être mise en évidence directement. Ici, quand le boson de Higgs se désintègre en d'autres particules dans le LHC au CERN, il produirait également des particules de matière noire, indétectables, mais que l'on pourrait déduire à partir des autres produits de la désintégration.

Les désintégrations de bosons de Higgs n'ont pour le moment pas encore été étudiées avec suffisamment de détails pour dire si un tel phénomène a lieu, mais cela pourrait être fait assez facilement dans le futur proche...

Et d'autres groupes de recherche s'intéressent aussi à l'Higgsogénèse, comme par exemple la physicienne théoricienne Sacha Davidson, de l'Institut de Physique Nucléaire de Lyon, et ses collègues, qui ont publié en juillet dernier sur arxiv.org une étude cherchant quels sont les prérequis pour produire l'asymétrie originelle entre Higgs et anti-Higgs à l'origine de tout le processus. Et ils trouvent qu'une théorie relativement simple peut produire une asymétrie du type de celle que proposent Tulin et Servant aujourd'hui.
Dans ce modèle, le modèle standard de la physique des particules inclut bien sûr toutes les particules existantes, mais y incorpore aussi deux bosons de Higgs, plus une troisième particule 'Higgs-like' qui resterait inobservable...

Ce qui rend ces modèles théoriques très intéressants, c'est qu'ils parviennent à mettre ensemble trois faits empiriques assez éloignés a priori : l'existence prouvée du boson de Higgs (nobélisé dans quelques jours), d'une matière noire, et d'une asymétrie matière-antimatière.

Références :
Higgsogenesis
Servant, G. & Tulin, S. 4
Preprint : http://arxiv.org/abs/1304.3464 (2013).
à paraître dans Phys. Rev. Lett.

Davidson, et al.
Baryogenesis through split Higgsogenesis
Preprint : http://arxiv.org/abs/1307.6218 (2013).

vendredi 4 octobre 2013

http://drericsimon.blogspot.com/2013/10/le-boson-de-higgs-lorigine-de-la.html

L'Anisotropie du Fond Diffus Cosmologique

Deux anomalies du fond diffus cosmologique observées par le prédécesseur du satellite Planck, WMAP, ont été confirmées au printemps dernier par les données de Planck, excluant de fait un biais de mesure.
L'une d'elle est une asymétrie de la température moyenne dans les hémisphères opposés du ciel (indiqués par la ligne courbe sur la figure ci-dessous, où les anomalies sont renforcées par la coloration rouge-bleu pour les rendre mieux visibles). Les températures sont légèrement plus élevées au sud de l'écliptique qu'au nord. Cela va à l'encontre des prédictions du modèle standard cosmologique qui dit que le fond diffus doit être homogène et isotrope. La seconde anomalie visible dans les données de WMAP et de Planck est un point froid qui s'étend sur une zone du ciel de l'hémisphère sud bien plus importante qu'une simple fluctuation (zone entourée ci-dessous).

Carte du CMB (ESA/Planck Collaboration)

Le rayonnement diffus cosmologique (CMB en anglais), est l'une des meilleures sondes pour explorer les très grandes structures de l'Univers. D'après le modèle de Big Bang actuelle, le fond diffus cosmologique est apparu lorsque la soupe primordiale s'est suffisamment refroidie dans l'expansion pour que les protons et les électrons puissent se combiner pour former des atomes d'hydrogène neutre et ainsi "libérer" les photons. C'était 380000 ans après l'instant initial. Si l'Univers était parfaitement homogène et isotrope, le CMB serait exactement identique partout dans toutes les directions du ciel. Mais il n'y aurait alors jamais eu de galaxies, d'étoiles et encore moins de planètes, et de grands singes bipèdes se posant des questions...


Ce sont de très petites inhomogénéités dans l'Univers primordial qui ont fini par former toutes ces structures. Et ces inhomogénéités apparaissent dans le rayonnement du fond diffus, sous forme de très petites variations de température. La température moyenne de ce rayonnement vaut 2.735 kelvins, et les plus grosses fluctuations valent environ un dix millième de kelvin.

Modèle de Bianchi de type VIIh

Ces fluctuations devraient être distribuées statistiquement de façon uniforme dans toutes les directions (on parle d'isotropie).
Mais ni WMAP ni Planck n'ont réussi à démontrer la parfaite isotropie des fluctuations du CMB, au contraire. Leurs données sont cohérentes, il existe bel et bien une anisotropie aux grandes échelles angulaires, comme si il existait une direction privilégiée.

Or, il existe des modèles dynamiques qui proposent une structure à la fois homogène, mais anisotrope. Ces modèles qui incluent une expansion anisotrope associée à une rotation globale sont appelés des modèles de Bianchi de type VIIh, d'après le mathématicien du 19ème siècle Luigi Bianchi qui a imaginé ces premiers modèles mathématiques.

Dans un modèle de Bianchi de type VIIh, c'est comme si les photons du CMB se propagent le long de géodésiques qui seraient en rotation autour d'un axe de symétrie et décalés vers le rouge du fait d'une expansion additionnelle. On aurait alors affaire à l'addition d'un cisaillement et d'une vorticité des géodésiques.
Appliqué au CMB, le modèle de Bianchi de type VIIh donne une structure extrêmement proche de la distribution observée par le satellite Planck (voir la comparaison des deux cartes ci-dessus).

Lorsqu'on soustrait la composante anisotrope du Bianchi VIIh dans la carte du CMB de Planck, on retrouve une répartition tout à fait homogène et isotrope...
Tout cela semble vraiment très séduisant, mais il y a un petit problème... Il se trouve que ce type de modèle n'est pas cohérent ni avec la théorie de l'inflation, ni avec les valeurs mesurées de la densité d'énergie de l'Univers, qui sont par ailleurs validées par les données de Planck. Alors que penser ?

Une certitude est qu'il faut très probablement abandonner le dogme de l'isotropie cosmologique. L'autre certitude est qu'il y a encore de nombreux points à creuser pour en connaître la nature et l'origine. Les données du CMB et les anomalies observées doivent en être le point d'entrée. La ressemblance troublante de la carte du modèle de Bianchi de type VIIh avec la carte de Planck n'est sans doute pas à prendre à la légère malgré les tensions qu'elle induit. C'est dans les tensions que peuvent jaillir de nouvelles idées.

Source :
http://sci.esa.int/planck/51559-hemispheric-asymmetry-and-cold-spot-in-the-cosmic-microwave-background/

dimanche 22 septembre 2013

http://drericsimon.blogspot.com/2013/09/lanisotropie-du-fond-diffus-cosmologique.html

Au-delà du Big Bang : balade en cosmologie

La théorie du Big Bang en cosmologie est satisfaisante à bien des égards, mais ne répond pas à des anomalies observées, comme l’énergie et la matière noires. L’état actuel des connaissances sur l’origine de l’univers et les nouvelles pistes des théoriciens sont présentés dans ce dossier.

Peut-on comprendre l’univers ? De nombreux physiciens travaillent à donner une explication satisfaisante aux origines de notre cosmos. La théorie du Big Bang en est un fameux exemple. Bien qu’elle ait enregistré des succès, elle rencontre aussi des écueils, qui invitent à regarder au-delà ou dans de nouvelles directions.

Malgré les résultats récents de la physique théorique, comme la découverte du boson de Higgs au LHC ou l’image la plus précise durayonnement fossile réalisée par le satellite Planck, notre modèle cosmologique reste impuissant devant des mystères comme la matière ou l’énergie noire. Bien comprendre l’état de nos connaissances sur l’origine de l’univers est essentiel pour concevoir le foisonnement de théories qui se développent en cosmologie ces dernières années, comme la théorie des cordes, celle de la gravitation quantique ou du multivers.

Il ne va pas de soi que le monde peut être pensé. Il ne va pas de soi qu’une physique, une science de la nature donc, est possible. Il ne va pas de soi qu’elle nous apprend quelque chose du monde qui dépasse ce que notre esprit y a lui-même instillé. Il faut, je crois, cheminer en cosmologie en ne négligeant jamais l’étonnement primitif de ce semblant d’intelligibilité.

Il est impossible de ne pas faire face à l’interrogation de Heidegger revisitant Leibniz : « Pourquoi y a-t-il l’Étant et non pas plutôt rien ? » Ce qui n’est d’ailleurs pas sans faire écho à l’inquiétude de Wittgenstein, représentant pourtant une tradition philosophique réputée divergente. « Ce qui est mystique, ce n’est pas comment est le monde, mais le fait qu’il est. » Une immense étrangeté vertèbre l’existence même de l’univers et le fait qu’il nous soit, au moins un peu, accessible.


Mathématicien et philosophe, Gottfried Wilhelm Leibniz (1646-1716) s'est interrogé sur la capacité de l'esprit humain à comprendre l'univers, ainsi que sur les principes physiques et métaphysiques à l'origine du monde dans sa totalité. © DP

Au-delà de cette curieuse capacité de la physique à appréhender le réel, il est remarquable que l’univers lui-même soit un objet d’étude scientifique. L’univers n’est pas un système comme les autres. D’abord, nous faisons partie du système décrit. Nous sommes un élément de l’univers, une parcelle du système considéré. Ensuite, l’expérience est non reproductible. La « naissance » de l’univers n’a eu lieu qu’une fois ! Le protocole opératoire de la physique consiste à tenter d’inférer des lois à partir de l’observation de régularités lors de la réitération d’expériences similaires. C’est inenvisageable en cosmologie. De plus, les « conditions initiales » jouent ici un rôle très particulier.

La physique ne peut prédire la position de chute d’une pierre que si l’on spécifie la manière dont elle est jetée : sa vitesse et sa position primitives. C’est ce que les scientifiques nomment les conditions initiales. Elles sont toujours extérieures et antérieures à l’expérience considérée. Or, précisément, le système univers ne comporte ni extériorité ni antériorité. Pas d’avant, pas d’ailleurs. Qui peut donc fixer les conditions initiales essentielles aux prédictions ? Comment ? Enfin, dans l’étude de l’univers, c’est l’état actuel qui est connu et l’état primitif qui est recherché. Il faut penser « à rebours ». Sans même mentionner que les énergies en jeu dans les premiers instants du cosmos sont sans aucun doute beaucoup plus importantes que ce qui a jamais été — et que ce qui sera sans doute jamais — testé sur Terre. Pour toutes ces raisons, la possibilité même d’une cosmologie pourrait sembler compromise à priori.

Le petit miracle de la cosmologie tient à ce qu’en dépit de ces difficultés — à moins que ce ne soit en partie grâce à elles —, elle s’est effectivement constituée comme une science, et même, comme une science de précision.

Quel est le véritable aspect du cosmos ? Quelle serait l’apparence du firmament si nos yeux étaient nettement plus sensibles ? Ces questions sont essentielles pour la cosmologie. Il est pourtant impossible d’y répondre simplement.

La lumière est une onde caractérisée par son énergie, et nos yeux sont ainsi sensibles à une gamme d’énergies extrêmement réduite. Il existe dans la nature des photons dont l’énergie peut être des milliers de milliards de fois plus grande ou plus petite que celle perçue par nos yeux. Le minuscule intervalle visible, représentant une gamme dont le maximum et le minimum ne diffèrent que d’un facteur deux, est à comparer au facteur gigantesque qui sépare les photons radio desphotons gamma. Nous sommes presque totalement « aveugles », nous vivons dans un bain de rayonnements cachés.

Cette extraordinaire diversité des images du monde que nous livre l’astrophysique contemporaine est au cœur de l’attrait de la (re)présentation scientifique de l’univers. Moins que l’esthétique —plastique ou chromatique — d’une des représentations, c’est leur profusion qui me semble fascinante.

Les ondes lumineuses de très basse énergie se nomment ondes radio. Les ondes radio ont révélé de nombreux processus non thermiques dans l’univers. En particulier, les ondes radio ont mis en évidence le rayonnement dit synchrotron qui, lui-même, témoigne de la présence de particules très rapides dans des champs magnétiques. Beaucoup d’autres objets ont été découverts grâce aux ondes radio, à commencer par les fameux quasars.


Le spectre des observations en astronomie est large, des ondes radio aux rayons gamma en passant par les micro-ondes et les rayons X. La bande de la lumière visible n'y occupe qu'une toute petite part, bien qu'elle soit celle où rayonnent la majorité des étoiles sur la séquence principale. Plusieurs instruments sont dédiés à l'observation d'une petite fenêtre sur le cosmos observable. Ainsi, Chandra observe dans le domaine des rayons X, alors que Herschel a observé dans celui de l'infrarouge (infrared). © American Astronomical Society

À un peu plus haute énergie, dans le domaine des micro-ondes, le ciel est baigné par le fond derayonnement cosmologique. Ces ondes sont extrêmement nombreuses : des milliers de milliards de photons de cette nature heurtent notre main chaque seconde ! Du point de vue cosmologique, ce rayonnement est extraordinairement important. Mais du point de vue esthétique, tout au contraire, le ciel est plutôt sans intérêt à cette énergie : il est presque parfaitement uniforme.

À plus haute énergie encore s’ouvre le domaine des infrarouges, dans lequel de nombreuses sources astrophysiques émettent l’essentiel de leur rayonnement. Il est important en ce qu’il révèle, par exemple, les zones de formation des étoiles, permettant de comprendre les mécanismes à l’œuvre dans l’émergence des structures stellaires.

Au-delà de la minuscule fenêtre visible s’ouvre le domaine des ultraviolets. Ces ondes permettent d’accéder à des objets très chauds, qui émettent au-delà de la température du Soleil. Elles dessinent elles aussi un autre univers.

À plus haute énergie encore, dans le domaine des rayons X, se révèlent, entre beaucoup d’autres objets, des systèmes binaires où deux astres tournent frénétiquement l’un autour de l’autre. Ce sont des phénomènes très impressionnants, et souvent catastrophiques. Des cataclysmes célestes. On peut ainsi découvrir des étoiles à neutrons dont la densité avoisine un milliard de tonnes par centimètre cube ! Soit 100.000 milliards de fois supérieure à celle du plomb…


La galaxie d'Andromède possède différents visages, selon qu'on l'observe dans l'infrarouge (infrared), dans le visible (optical) ou en rayons X (X-rays). © Esa

Les ondes de lumière les plus énergétiques jamais mesurées se nomment rayons gamma. Ils sont évidemment un moyen privilégié pour accéder à des processus exotiques dans l’univers. Dans le domaine des rayons gamma « durs », celui des plus hautes énergies parmi les plus hautes énergies, le ciel est essentiellement noir. Ni le Soleil, ni les autres étoiles, ni bien sûr les planètes ne sont capables d’émettre de tels rayonnements. Étonnamment, pour des yeux sensibles aux rayons gamma, c’est un astre pourtant ténu dans le domaine visible qui s’imposerait comme nouvel astre du jour et étincellerait intensément : la nébuleuse du Crabe. Cette étoile à neutrons irradiant le milieu interstellaire brillerait de mille feux dans le « ciel gamma », alors qu’elle est invisible à l’œil nu... Autre image, même ciel.

De plus, les photons ne sont pas les seuls médiateurs du cosmos. D’autres « véhicules » peuvent également être utilisés. Les neutrinos sont des particules fantômes. Ils présentent une caractéristique exceptionnelle : ils n’interagissent pratiquement pas avec la matière qu’ils traversent. C’est une propriété fantastique. Ils ne sont ni dégradés ni absorbés : ils gardent donc l’empreinte des processus physiques qui les produisent. Il existe aussi des noyaux chargés : protons, hélium, béryllium… L’instrument AMS, sur lequel je travaille, est un énorme détecteur de telles particules, aujourd’hui placé sur la Station spatiale internationale. Il mesure ces « rayons cosmiques » à un rythme effréné, de l’ordre d’un millier par seconde. Les premiers résultats sont magnifiques ! Enfin, au-delà des neutrinos et des particules chargées, on peut aujourd’hui espérer détecter des ondes gravitationnelles. Il s’agit ni plus ni moins que d’observer directement la géométrie de l’univers ! La démarche est extrêmement complexe, parce que le phénomène est plus que ténu : ces ondes sont minuscules. Mais le jeu en vaut la chandelle, puisqu’il s’agira, pour la première fois dans l’histoire, de voir le cosmos avec des yeux de géomètre.

Des ondes radio aux photons gamma, des infrarouges aux ultraviolets, des neutrinos aux ondes gravitationnelles, chaque « médiateur » du cosmos dessine un autre monde. Tous ces mondes sont réels. Ils sont les facettes de notre univers. Ils nous parlent de son passé, de son origine, parfois de son devenir.

Comment l’univers pourrait-il ne pas être éternel ? On peut aisément admettre que les Hommes naissent et meurent. Que les planètes naissent et meurent. Mais comment le contenant, l’espace lui-même, pourrait-il naître ou mourir ? La raison imposerait de penser un univers éternel dans lequel se déploient des phénomènes temporels. C’est pourtant très exactement ce que vient contester le modèle du Big Bang. Bien que nous soyons maintenant habitués à cette idée de Big Bang, je pense qu’il est essentiel de ressentir à quel point elle est étrange.
Le modèle du Big Bang repose sur de nombreux piliers. Premièrement, le ciel de nuit est noir. Cette remarque désuète pointe en fait vers un véritable paradoxe. Si l’univers était statique et éternel, plus ou moins uniformément empli d’étoiles, il ne pourrait en être ainsi. Rien ici ne donne d’argument décisif en faveur du modèle du Big Bang. Mais cet état de fait montre au moins que l’image la plus intuitivement acceptable — un cosmos figé et existant de toute éternité — ne fonctionne pas.

Deuxièmement, l’argument décisif, le plus évident, le plus incontournable, le plus simple aussi, est très certainement l’observation de l’éloignement des galaxies. Chaquegalaxie observée dans l’univers s’éloigne de chaque autre. Découvert, dit-on, par Hubble (mais en réalité plutôt par l’astronome américain Vesto Slipher, ou même par le chanoine et physicien belge Georges Lemaître), ce phénomène est immensément lourd de conséquences. Il dessine immédiatement l’image d’un univers en expansion, à l’instar d’une gigantesque bombe en explosion.


Georges Lemaître (1894-1966), à gauche, et Edwin Hubble (1889-1953), à droite, sont les premiers à avoir observé l’éloignement des galaxies. Le télescope sur la gauche est le télescope Hooker du mont Wilson en Californie. Le télescope spatial Hubble est sur la droite. © A. Feild, Nasa, Esa

Troisièmement, dès lors que l’on observe un univers en expansion se pose inévitablement la question de son âge. Si, en effet, les points d’univers s’éloignent les uns des autres, il doit exister un instant où tous ces points se touchaient. À partir de la vitesse d’expansion observée, il est très facile d’inférer approximativement le temps qui nous sépare de cet événement primitif. Et de façon remarquable, les plus vieux objets astrophysiques ont un âge qui est proche de cette valeur, mais un peu inférieur. C’est un résultat très convaincant en faveur du modèle du Big Bang.

Quatrièmement, étant donné que la lumière se déplace à une vitesse finie, les objets lointains sont observés tels qu’ils étaient « dans le passé ». Or, en étudiant certaines galaxies, il apparut dès le milieu du XXe siècle que les plus proches différaient des plus lointaines. Autrement dit, puisque voir loin, c’est voir tôt, une évolution temporelle a eu lieu. C’est un argument décisif. Si l’univers existait de toute éternité, il n’y aurait aucune raison de se trouver en plein cœur d’une phase d’évolution.

Cinquièmement, la physique nucléaire est une science bien maîtrisée. On peut, grâce à elle, prédire ce que devraient être les abondances des différents atomes dans un modèle de type Big Bang. Aujourd’hui, ces études sont très sophistiquées, et à l’exception d’une légère tension pour le lithium 7 (un noyau comportant 3 protons et 4 neutrons), l’adéquation entre les prédictions et les mesures est remarquable. Ce bon accord entre les observations et les contraintes imposées par le modèle du Big Bang est un élément central et subtil en sa faveur.

Sixièmement, le rayonnement fossile est sans doute la découverte la plus importante de la cosmologie contemporaine. La mise en évidence d’un bain de « lumière » emplissant tout l’univers, de façon très homogène, et présentant exactement l’énergie attendue est un immense succès, et une confirmation éclatante du modèle du Big Bang. Le satellite Cobe en a mesuré la dispersion en température. L’histoire ne s’est pas achevée ici, et un second satellite, WMap, est allé beaucoup plus loin : il s’est intéressé plus en détail aux infimes différences de températures que présente ce rayonnement dans des directions différentes. Aujourd’hui, c’est Planck, un satellite de l’Esa, qui donne les meilleurs résultats concernant le rayonnement fossile, avec une sensibilité plusieurs centaines de fois supérieure à celle de WMap. Il permet d’affiner encore notre description quantitative du modèle du Big Bang et de construire une cosmologie de haute précision.


Le satellite Planck devant la carte la plus précise à ce jour des fluctuations de température du rayonnement fossile. Sa découverte est l’un des arguments forts en faveur du modèle du Big Bang. © Esa

Que nous dit la cosmologie à propos de la science ? Je crois que ce qui caractérise cette démarche n’est ni une visée ni une méthode. Je crois que c’est une tension. Une tension entre d’une part l’immense liberté dont jouit le chercheur, et d’autre part cette altérité absolue qui s’impose, parfois avec violence, lors de la découverte. Il y a incontestablement quelque chose de démiurgique dans l’élaboration d’un modèle scientifique. Une description du monde est évidemment aussi la création d’un monde.

Mettre une théorie sur pied (ou même donner sens à une observation) exige une immense liberté et une belle capacité d’invention. Mais en contrepoint, force est de constater que ce qui est vu n’est pas toujours ce qui était attendu. Peut-être même n’est-ce jamais exactement le cas. Une « extériorité » radicale semble être ici en mesure de reprendre ses droits. Ce subtil mélange entre le geste créatif du scientifique, finalement assez peu contraint, et la surprise qui, inéluctablement, se révèle lorsque le réel est plus intensément ou plus judicieusement scruté est sans doute constitutif de la spécificité de la démarche.

Bien sûr, les élaborations scientifiques sont socialement déterminées. Notre modèle cosmologique n’est évidemment pas insensible au contexte sociétal dans lequel il se dessine. Il dit pourtant quelque chose du monde. Quelque chose de correct. Quelque chose qui n’est pas une simple tautologie. Mais il le dit suivant une vérité qui est elle-même construite et contractuelle, réfutable et mortelle.

02/09/2013 - Par Aurélien Barrau, Enseignant chercheur cosmologie

Lire la suite :
http://www.futura-sciences.com/magazines/espace/infos/dossiers/d/cosmologie-dela-big-bang-balade-cosmologie-1679/#xtor=EPR-17-%5BQUOTIDIENNE%5D-20130916-%5BDOSS-Au-dela-du-Big-Bang-:-balade-en-cosmologie%5D

L’entropie des trous noirs

Source ici

Les trous noirs sont des objets célestes fascinants, qui chauffent quand ils perdent de l’énergie et dont il suffit de connaître la surface pour tout savoir d’eux. Mais comme la plupart des explications ressemble à quelque chose comme “le trou noir est une distorsion extrême de l’espace-temps et implique un effondrement gravitationnel qui émet des ondes de gravité”, on est vite refroidi lorsqu’on n’a pas son doctorat de physique théorique en poche. J’ai heureusement découvert les explications lumineuses de Leonard Susskind, passé grand maître dans l’art de vulgariser. Si vous avez à peu près suivi mes explications sur l’entropie (ici), vous devriez enfin comprendre pourquoi les trous noirs sont de fascinants objets d’étude…

1) La vitesse de libération

Si vous lancez une balle en l’air, elle vous retombera sur le nez tôt ou tard. A moins que vous ne vous appeliez Superman et que vous la lanciez suffisamment fort pour qu’elle échappe à l’attraction terrestre. Quelle est la vitesse minimale v qu’elle doit avoir (qu’on appelle vitesse de libération)? Pour la calculer, il suffit de calculer son énergie: à tout moment, son énergie cinétique vaut Ec=½ mv2 (m étant sa masse) et son énergie potentielle est Ep=-mMG/d (M étant la masse de la Terre, d la distance au centre de la Terre et G la constante gravitationnelle). Le signe moins vient du fait que l’énergie potentielle est nulle quand on est très loin de la Terre et augmente quand on s’en rapproche.
L’énergie totale vaut donc E= ½ mv2-mMG/d

La vitesse de libération correspond à la situation où la balle a juste assez d’énergie pour aller à l’infini, avec une vitesse résiduelle nulle. A l’infini son énergie potentielle est nulle et son énergie cinétique aussi. Son énergie totale est donc nulle. Comme elle se conserve tout au long de la trajectoire, on peut écrire qu’au moment du lancer ½ mv2 =mMG/R (R étant le rayon de la Terre). La vitesse de libération vaut ainsi et elle ne dépend pas de la masse de la balle.

Le calcul donne environ 11km/s (40 000 km/h): il est costaud Superman, quand même…

Une autre façon de voir la vitesse de libération. Source ici

2) Le trou noir de Schwarzschild

Maintenant qu’on sait calculer la vitesse de libération d’un astre, quittons la Terre et baladons-nous dans l’espace. Le calcul précédent est valable pour tout objet céleste.

Si l’astre concentre une masse gigantesque (M très grand) dans un volume très petit (R minuscule), rien n’empêche théoriquement d’avoir affaire à une quantité supérieure à la vitesse de la lumière c: Il suffit que sa masse tienne dans un rayon inférieur à R=2MG/c2.

Une particule à la surface d’un tel monstre céleste devrait avoir une vitesse supérieure à la lumière pour vaincre son attraction gravitationnelle. Autant dire que rien, pas même la lumière, n’échappe à son emprise une fois posé dessus. C’est la raison pour laquelle notre modèle très simple s’appelle un trou noir de Shwarzschild.

La formule qui relie le rayon à la masse est un peu magique parce qu’on l’obtient avec des connaissances de lycéen et qu’elle recèle des tas de propriétés fascinantes…

3) Rayon, énergie et température

R est appelé l’horizon du trou noir, c’est-à-dire la distance en deçà de laquelle un objet est définitivement absorbé dans le trou noir et ne pourra plus s’en échapper. Première caractéristique: l’horizon d’un trou noir est directement proportionnel à sa masse. La constante de proportionnalité, 2G/c2, est de l’ordre de 10-27, un nombre riquiqui! Pour que le soleil (1030kg) devienne un trou noir, il faudrait que son rayon soit inférieur à 3km (au lieu des 700 000 km actuels). Et un trou noir ayant la masse de la Terre (1025kg) aurait l’ordre de grandeur du centimètre! Un trou noir est donc vraiment super dense…

Grâce à la fameuse équation E=Mc2, qui exprime l’équivalence entre masse et énergie, on peut calculer l’énergie d’un trou noir, en négligeant toutes les autres formes d’énergie possibles telles que rotation, charge électrique etc. Mais après tout on n’en est plus à une approximation près et en injectant la formule R=2MG/c2 et en mélangeant, on découvre une seconde propriété intéressante: l’énergie du trou noir est directement proportionnelle à son rayon: E=Rc2/2G. Plus un trou noir est grand, plus il a d’énergie.

On peut calculer la température d’un trou noir, mais c’est un peu plus sioux. Par définition, la température d’un corps se mesure à la quantité d’énergie qu’il faut lui fournir pour augmenter son entropie d’une unité (T est proportionnel à dE/dS, donc à dE pour dS=1 unité). Or je vous ai expliqué (dans ce billet) que l’entropie mesure une quantité d’informations. L’augmenter d’une unité c’est donc ajouter un bit d’informations au système. Comme on n’a pas de bit sous la main (ouais, bon je vous laisse ricaner bêtement), on ajoute la particule la plus simple qu’on puisse trouver: un photon. Le problème c’est que l’énergie d’un photon dépend de sa longueur d’onde. Quelle longueur d’onde faut-il choisir pour que l’ajout du photon apporte le moins d’information possible? Un peu de physique va nous mettre sur la voie:

• si la longueur d’onde du photon est très petite par rapport au rayon R du trou noir, on pourra savoir exactement où a atterri notre photon, et cette information vaut plus qu’un bit…
• si sa longueur d’onde est trop grande par rapport à R, le photon risque de ne pas entrer dans le corps noir et on n’est pas sûr d’avoir ajouté un bit d’information.

Conclusion: il faut que notre photon-bit ait une longueur d’onde de l’ordre de R. C’est un raisonnement un peu “avec les mains” mais qui tient la route. L’énergie d’un tel photon vaut dE=hc/R et -si vous avez suivi le raisonnement- cette énergie mesure la température du trou noir. Autant vous dire qu’il y fait vraiment froid: la température d’un trou noir ayant la masse du soleil (un million de fois plus petit que celui qui est au centre de notre galaxie) est de l’ordre du millionième de Kelvin. A côté, le reste de l’univers est torride avec ses 2,7K!

L’impossible équilibre thermique

A bien y regarder, la formule T~1/R qui exprime la température du trou noir est très surprenante. Elle prédit que sa température est inversement proportionnelle à son énergie (puisque l’énergie du trou noir est proportionnelle à son rayon). D’habitude plus un corps accumule de l’énergie, plus sa température augmente: là c’est exactement l’inverse: plus notre trou noir est massif/énergétique/grand, plus il est froid. Un peu comme les étoiles qui lorsqu’elles ont épuisé leur carburant d’hydrogène se contractent sur elles-mêmes et voient leur température augmenter sous l’effet des réactions nucléaires.

Cette bizarrerie a une conséquence étrange: un trou noir ne peut jamais être en équilibre thermique avec son environnement. Imaginez en effet qu’il soit à la même température que le reste du monde. L’équilibre thermique c’est une affaire de statistiques: il y a autant de particules qui entrent et qui sortent du trou noir à chaque instant. Vous me direz qu’aucune particule n’est censé en sortir. C’est sans doute vrai en physique classique, mais en mécanique quantique cet événement n’est statistiquement pas impossible. Supposez donc qu’une particule (un photon par exemple) en sorte par effet tunnel. Le trou noir perd un peu d’énergie donc sa température augmente un chouÏa. Comme il est devenu plus chaud que son environnement, il a tendance à rétrocéder de l’énergie à son environnement, ce qui accroît encore sa température. Par ce phénomène d’emballement le trou noir s’échauffe de plus en plus jusqu’à son évaporation complète.

A l’inverse, si le trou noir en équilibre thermique absorbe une particule au lieu d’en céder une, il grossit, donc il refroidit ce qui attire à lui de l’énergie, qui le fait grossir donc refroidir etc. Cette fois le trou noir se fait vorace glacial et finit par engloutir tout son environnement. Dans les deux cas, le trou noir ne reste jamais à température ambiante: soit il disparaît, soit il absorbe tout ce qui l’entoure…

Le principe holographique

Continuons un peu notre exploration de ce modèle super simple qu’est le trou noir de Shwarzschild et intéressons nous à sa surface. Ou plus exactement à la surface de son horizon. La force gravitationnelle ne dépendant que de la distance au centre de gravité du trou noir,cette surface est l’enveloppe d’une sphère parfaite d’aire A=4πR2.

Puisqu’on connaît à la fois sa température et son aire, on peut calculer la luminosité que rayonne un trou noir (c’est la loi de Stephan Bolzman): L~AT4. En remplaçant A et T par leur expression en fonction de R, on trouve une luminosité proportionnelle à 1/R2. Encore une drôle de propriété: plus le trou noir est massif, moins il est visible malgré sa taille de plus en plus imposante! Lorsqu’il s’évapore, sa taille se réduit, il devient de plus en plus lumineux. Comme la luminosité représente la quantité d’énergie rayonnée thermiquement, l’évaporation accélère (proportionnellement à 1/R2) jusqu’à l’explosion finale du trou noir.

On a vu qu’ajouter un bit d’information au trou noir augmente sa masse de dM=dE/c2 =h/Rc. Son rayon s’accroît alors de dR=2hG/Rc3 et l’aire de dA = 8πRdR = 16πhG/c3 qui est une constante. Chaque bit d’information contribue ainsi de façon identique à l’accroissement de la surface du trou noir, comme des pixels de taille fixes qui s’ajouteraient pour agrandir une image. Comme l’entropien’est autre que le nombre de bits qu’il contient, elle est proportionnelle à l’aire totale. Plus précisément on trouve que S~c3A/hG. h étant très petit, l’entropie d’un trou noir est immense. D’habitude la constante de Planck apparaît au numérateur des formules car sa très petite valeur explique que les effets quantiques sont souvent imperceptibles. Ici on a affaire à l’une des rares formules de physique macroscopique (voire même gigascopique!) où elle intervient au dénominateur et empêche l’entropie du trou noir de grimper à l’infini. Je parie que le jour où l’on trouvera l’équation du Big Bang conciliant physique quantique et relativité générale, il y aura une constante de Planck au dénominateur qui expliquera pourquoi il n’y a pas de singularité à l’instant 0…

Puisque l’entropie du trou noir est proportionnelle à son aire, cela signifie que toute l’information contenue dans le trou noir est concentrée à sa surface. Pas la peine de s’embêter à décrire ce qu’il y a en dessous: un modèle qui décrirait parfaitement cette surface contiendrait automatiquement tout ce qu’il y a à savoir sur l’ensemble du trou noir, intérieur compris. C’est ce que les cosmologues appellent le principe holographique! Ce n’est pas si compliqué à comprendre après tout? (Mmhh? Si un peu quand même. Bon d’accord).

Evidemment tout ce que je vous ai expliqué là est bourré d’approximations, ça manque de précision et de justifications. Mais je trouve remarquable la démarche de Leonard Susskind, qui s’efforce de rendre accessible des phénomènes très complexes aux amateurs de physique, en justifiant tout qualitativement et avec le minimum de formalisme mathématique possible (sa série de cours s’appelle d’ailleurs “the theoretical minimum”). C’est une bonne manière d’enseigner la physique pour en faire comprendre l’esprit plutôt que d’enseigner des formules dont on ne comprend pas l’origine et qu’on aura très vite oublié.

Je trouve également tout à fait fascinant que les raisonnements ci-dessus puissent être à la fois convaincants pour le profane, réfutables (ils mènent à des prédictions vérifiées)… et en même temps assez peu valides, car on n’a pas le droit de raisonner sur des trucs aussi massifs sans prendre en compte les effets relativistes. Une belle leçon d’humilité scientifique en quelque sorte…

Sources:
L Susskind: Statistical Mechanics Lecture 5 (à partir de la 54eme minute)
L’article de Wikipedia est très bien fait

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Cosmologie fastoche: trois billets pour comprendre l’origine de l’univers (1, 2 et 3)
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14/09/2013By Xochipilli

http://webinet.cafe-sciences.org/articles/lentropie-des-trous-noirs/