Comme annoncé dans le billet précédent consacré à Roger Penrose, ce second billet « Nobel de physique 2020 » s’attache aux travaux de Genzel, Ghez et consorts sur le Centre Galactique et son putatif trou noir. Putatif, car rien ne prouve encore de façon irréfutable que l’objet compact et massif qui se tient au centre de notre galaxie, Sagittarius A*, est bel et bien un trou noir délimité par son horizon des événements, tel qu’il est décrit par la relativité générale, ou bien un objet exotique aux propriétés similaires, dont l’existence, bien qu’improbable, n’est pas interdite dans certaines théories alternatives de la gravité.

A cet égard il est intéressant de noter que le communiqué de l’Académie des sciences de Suède mentionne que Reinhard Genzel et Andrea Ghez sont récompensés pour « la découverte d’un objet compact supermassif dans le centre de notre galaxie », sans mentionner le terme de trou noir.

Et de fait, les remarquables travaux effectués depuis trente ans par les équipes de Genzel à l’Observatoire Européen Austral du Chili, puis de Ghez au télescope Keck de Hawai, ne démontrent aucunement l’existence d’un trou noir, même si en l’état actuel de nos connaissances cela reste l’hypothèse de loin la plus plausible. Si les observations télescopiques de l’ombre d’un trou noir, effectuées par l’Event Horizon Telescope (EHT) en avril 2017 et publiées en 2019 (dont on aurait pu croire qu’elle leur aurait valu rapidement le Nobel) avait pu fournir l’image de Sagittarius A* plutôt que celle de la plus lointaine source M87*, nul doute que le communiqué aurait été formulé différemment. Mais voilà, à cause de la trop grande variabilité temporelle de la luminosité du disque d’accrétion autour de Sagittarius A*, le complexe programme de reconstitution d’images de l’EHT a pour l’heure pu fournir une indication convaincante de l’existence d’un trou noir dans M87*, mais pas dans Sagittarius A*.

Comme je l’explique plus longuement ci-dessous, les travaux des lauréats Genzel et Ghez ont été consacrés à l’étude de la dynamique orbitale d’étoiles gravitant autour et très près du Centre Galactique, et à en déduire la valeur de la masse de l’objet compact responsable de leurs vitesses « anormalement » élevées.

Je reprends maintenant quelques éléments déjà publiés dans mon ouvrage de 2006 « Le destin de l’univers, trous noirs et énergie sombre » et réactualisés à travers diverses conférences sur le sujet que j’ai récemment données.

Le centre dynamique de la Galaxie, dans la direction de la constellation du Sagittaire, se dissimule à la vue des astronomes par de gigantesques bancs de gaz et de poussières cosmiques. Sur 1 000 milliards de photons émis dans le domaine visible, un seul survit au voyage de 25 000 années-lumière qui le sépare de la Terre. Dans ces conditions, l’observation du centre galactique au moyen des télescopes traditionnels est sans espoir. Par bonheur pour les astronomes, la radiation électromagnétique a un large spectre s’étendant des ondes radio aux rayons gamma, et certaines longueurs d’onde peuvent franchir l’obstacle des poussières. C’est le cas des rayonnements radio, infrarouge, X durs et gamma.

Tout se passe dans une région de 30 années-lumière. La luminosité « bolométrique » – somme de toutes les contributions radio, infrarouge, X, etc. – atteint 10 millions de fois la luminosité solaire. On y trouve deux sources radio : Sagittarius A Est, qui a toutes les caractéristiques d’un reste de supernova, et Sagittarius A Ouest, qui présente une superposition de deux types d’émission radio ; l’une est « thermique », c’est-à-dire qu’elle provient du rayonnement naturel d’un nuage d’hydrogène moléculaire en forme de mini-spirale ; l’autre, au cœur même de Sagittarius A Ouest, est produite par des électrons animés de vitesses proches de celle de la lumière – il s’agit du rayonnement synchrotron.

Cette source non thermique, baptisée Sagittarius A* (l’astérisque évoque son apparence ponctuelle et met en relief l’unicité de cette radiosource au sein du complexe plus large de Sagittarius A), est la plus puissante de toutes les radiosources de la Galaxie. Sa luminosité est 10 fois supérieure à la luminosité optique du Soleil. Mais le plus remarquable est sa compacité : l’émission provient d’une région plus petite que 3 milliards de kilomètres, c’est-à-dire de la taille de l’orbite de Saturne ou celle d’une géante rouge. Il est impossible de « caser » un amas d’étoiles dans un volume aussi faible. L’émission radio est donc due à un astre unique. Quels sont les types d’astres capables d’émettre du rayonnement radio synchrotron ? Pour diverses raisons, les hyopthèses d’un pulsar, d’une source X binaire ou d’un reste de supernova sont exclues. De toute façon, l’astre responsable de l’émission radio ne peut avoir une masse d’ordre stellaire. Si c’était le cas, il serait animé d’une vitesse propre typique de celle des étoiles dans le centre de la Galaxie, qui est de 150 km/s. Cette vitesse se traduirait par un lent déplacement de la source radio sur la sphère céleste. Un tel mouvement n’est pas observé. Les mesures confirment que l’astre doit rester au repos au centre de la Galaxie ; sa masse doit donc excéder largement celle d’une étoile. Reste l’hypothèse d’un trou noir de quelques millions de masses solaires, compatible avec les observations radioastronomiques.

Il s’agit maintenant de confronter cette idée aux examens effectués à travers une autre fenêtre ouverte sur le centre galactique : le domaine infrarouge. L’astronomie du rayonnement infrarouge est réalisée grâce à des détecteurs sophistiqués placés à bord de satellites comme IRAS (Infra Red Astronomical Satellite) et ses successeurs ISO (Infrared Space Observatory) et Spitzer, ou au sol depuis les grands sites d’observation du Paranal, au Chili, et du Mauna Kea à Hawaii. En 1983, IRAS a ainsi découvert que Sagittarius A* coïncide presque avec un émetteur infrarouge nommé IRS 16. C’est une source très compacte, qui est probablement responsable de la luminosité totale des 30 années-lumière environnantes, et qui chauffe en illuminant le gaz de Sagittarius A Ouest. Quelle est la nature de IRS 16 ?

Les étoiles dans leur phase de géante rouge sont de puissants émetteurs infrarouges. En mesurant le flux infrarouge de IRS 16 et en supposant que la proportion de géantes rouges y est « normale », on en déduit la distribution d’étoiles dans IRS 16 : elles doivent être 2 millions à graviter dans un rayon de 5 années-lumière. Une telle densité stellaire est prodigieuse : elle vaut 1 000 fois celle régnant au cœur d’un gros amas globulaire. Imaginons la prodigieuse clarté nocturne régnant sur une hypothétique planète en orbite autour d’une étoile de cet amas… la notion même de nuit a-t-elle encore un sens ?

Les géantes rouges ne sont pas les seules sources de rayonnement infrarouge. Les mesures spectroscopiques montrent que des nuages de gaz chauffés à 300 K gravitent à la périphérie de IRS 16 et contribuent à son émission infrarouge. Si les géantes rouges servent à « tracer » la densité d’étoiles, le mouvement des nuages est un traceur de la masse totale de IRS 16. Cette information capitale repose sur la simple hypothèse que le gaz est animé d’un mouvement circulaire dans un champ gravitationnel central. Dans ces conditions, la vitesse orbitale des nuages – livrée par le décalage Doppler de leurs raies spectrales – fournit directement la valeur de la masse centrale : entre 5 et 7 millions de masses solaires. Puisque le nombre total d’étoiles dans cette région contribue au mieux pour 3 millions de masses solaires, il reste une masse obscure comprise entre 2 et 4 millions de masses solaires. L’hypothèse du trou noir galactique est ainsi corroborée par l’astronomie infrarouge.

Depuis une trentaine d’années, les astrophysiciens s’accordent sur la nature du centre galactique en le décomposant en trois structures : un disque de gaz tiède et grumeleux accumulé dans une couronne s’étendant de 5 à 30 années-lumière du centre, le bord interne étant fortement chauffé par une source de rayonnement centrale ; à l’intérieur de la couronne, une cavité de 5 années-lumière de rayon contenant 2 à 3 millions de masses solaires sous forme d’étoiles regroupées en l’amas très compact IRS16 ; au centre même, un trou noir de 4 millions de masses solaires en état d’accrétion à faible débit.

Le diamètre d’un trou noir de 4 millions de masses solaires est de 25 millions de kilomètres, et à la distance du Centre Galactique, vue depuis la Terre sa dimension angulaire est celle d’une balle de tennis placée à un million de kilomètres. C’est soit 100 fois plus petit que la dimension de la région résolue par les instruments des annes 1990. Mais cette résolution s’est améliorée au cours des dernières années, d’une part grâce à l’instrument GRAVITY installé au Very Large Telescope européen du Chili, d’autre part et surtout grâce à l’Event Horizon Telescope et son réseau interférométrique de radiotélescopes de taille terrestre, en principe capable de scruter l’ombre du trou noir putatif Sagittatius A*. Mais comme dit plus haut, des problèmes de traitement d’images ont retardé l’obtention de son image.

Avant cela cependant, il avait été possible de resserrer le filet autour de Sagittarius A* et de mesurer sa masse avec davantage de précision. Ce travail de longue haleine a été entrepris au début des années 1990 par une équipe d’astronomes allemands conduite par Reinhard Genzel, de l’Institut Max Planck à Munich. En suivant durant des années les mouvements des cent étoiles les plus proches de Sagittarius A* (par spectroscopie infrarouge), ils ont obtenu en 1997 une carte animée de ces mouvements, prouvant que les étoiles tournent toutes dans la même direction, opposée au sens de rotation du reste de la galaxie – ce qui suggère qu’elles appartiennent à un vaste tore d’étoiles dont la dynamique est gouvernée non par la galaxie dans son ensemble, mais par une grosse masse centrale. Cet ogre supposé sème la pagaille dans son entourage : parmi les 45 étoiles les plus proches identifiées dans l’infrarouge, 24 sont des poids lourds, et plus elles s’approchent du centre, plus leurs mouvements deviennent vertigineux ; à 2 années-lumière, elles se déplacent à 150 km/s ; plus près, à 0,3 année-lumière, elles filent à 700 km/s. L’étoile baptisée S1 valse à 1 500 km/s autour du sombre barycentre. Bref, la reconstitution du champ de vitesses des étoiles proches du centre galactique permet de mieux « peser » le trou noir galactique.

La plus remarquable des étoiles de IRS16, nommée S2 (ou S0-2) , est une géante de 15 masses solaires dont la période orbitale est de quinze années seulement ; elle a donc pu être suivie tout au long de sa trajectoire. Celle-ci présente une très forte excentricité (0,87), qui la conduit à un périastre situé à seulement 20 milliards de kilomètres du trou noir central (trois fois la distance moyenne entre le Soleil et Pluton). Au printemps 2002, des mesures d’astrométrie de grande précision obtenues par des équipes françaises avec l’instrument d’optique adaptative (qui corrige les effets déformants de la turbulence atmosphérique), installé sur le Very Large Telescope de l’ESO au Chili, ont permis de capter l’instant même où l’étoile S2 est passée à son périastre.

À ce moment elle fonçait à près de 10 000 km/s, vitesse vertigineuse de l’ordre de 3 % de la vitesse de la lumière. Sa trajectoire entièrement reconstituée a permis d’une part de mesurer très précisément la distance au centre galactique (24 800 années-lumière), d’autre part d’estimer la masse du trou noir Sagittarius A* à au moins 2,6 millions de masses solaires.

Mais aucune mesure astronomique, surtout lorsqu’elle est difficile, n’étant définitive, la valeur de cette masse a été sujette à vifs débats. Le centre galactique est alors devenu une arène où se sont affrontées en un combat presque féroce des équipes rivales. En 2003, l’astronome américaine Andrea Ghez et ses collaborateurs, de l’université de Californie à Los Angeles, ont publié une nouvelle cartographie des étoiles proches de Sagittarius A*, obtenue par Keck I et Keck II, les plus grands télescopes optiques et infrarouges installés sur le mont Mauna Kea de l’île d’Hawaii, à une altitude de 4 145 mètres. Comme le VLT européen au Chili, ils possèdent un système d’optique active, et peuvent fonctionner ensemble par l’intermédiaire de l’interférométrie optique. Ils ont ainsi une résolution angulaire équivalente à celle d’un miroir de 85 mètres, ce qui, en théorie, leur permettrait de distinguer une flamme de bougie à la surface de la Lune ! Dirigés vers le centre galactique, ils ont permis de réviser à la hausse la masse de Sagittarius A*.

Un consensus finalement établi entre les différentes équipes fait désormais état d’une masse obscure de 4,1 millions de masses solaires au centre de la Voie lactée.

Enfin, les observations effectuées à partir de 2018 par l’interféromètre optique GRAVITY au Very Large Telescope de l’Observatoire européen austral au Chili, toujours sous la férule de R. Genzel, ont pu suivre les orbites d’étoiles gravitant autour de Sagittarius A* à seulement quelques dizaines de milliards de km du centre,  mesurer notamment la précession du périastre de l’étoile S2, ainsi que son décalage spectral vers le rouge gravitationnel (effet Einstein), en tous points conformes aux prédictions théoriques de la relativité générale.

On voit donc que la traque de l’objet compact et massif qui s’y trouve, et son identification comme un probable trou noir, est une entreprise de longue haleine ayant mobilisé des dizaines de chercheurs. Comme il est d’usage, le prix Nobel a récompensé deux de ses pionniers, même si Genzel a largement devancé son homologue américaine.