{"id":4561,"date":"2022-08-02T14:07:46","date_gmt":"2022-08-02T14:07:46","guid":{"rendered":"https:\/\/blogs.futura-sciences.com\/luminet\/?p=4561"},"modified":"2023-09-28T16:15:03","modified_gmt":"2023-09-28T16:15:03","slug":"premiere-image-du-trou-noir-galactique-sagittarius-a-un-decryptage-inedit","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/blogs.futura-sciences.com\/luminet\/2022\/08\/02\/premiere-image-du-trou-noir-galactique-sagittarius-a-un-decryptage-inedit\/","title":{"rendered":"Premi\u00e8re image du trou noir galactique Sagittarius A*: un d\u00e9cryptage in\u00e9dit"},"content":{"rendered":"

Apr\u00e8s cinq ann\u00e9es de calculs et d’analyses, la collaboration internationale du t\u00e9lescope Event Horizon (EHT)\u00a0a livr\u00e9 le 12 Mai 2022 l\u2019image de Sagittarius A* (Sgr A*), le trou noir g\u00e9ant tapi au centre de notre galaxie (la Voie lact\u00e9e), \u00e0 27 000 ann\u00e9es-lumi\u00e8re de la Terre. Jusqu\u2019\u00e0 pr\u00e9sent, on ne percevait qu\u2019indirectement sa pr\u00e9sence, \u00e0 partir de quelques \u00e9missions dans le domaine radio et l\u2019observation des trajectoires des \u00e9toiles orbitant \u00e0 grande vitesse autour d\u2019une masse gigantesque mais invisible. Apr\u00e8s celle obtenue par l\u2019EHT en 2019 du trou noir central de la lointaine galaxie M87, c\u2019est donc la seconde image directe de ce type d\u2019astre dont on dispose \u00e0 ce jour.<\/p>\n

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Figure 1. Premi\u00e8re image du trou noir g\u00e9ant Sagittarius A* situ\u00e9 au centre de la Voie lact\u00e9e, d\u00e9voil\u00e9e par les \u00e9quipes du programme international de radioastronomie Event Horizon Telescope. \u00a9 EHT Collaboration\/ESO<\/figcaption><\/figure>\n
Une recomposition complexe<\/strong><\/h5>\n

Souvenez-vous. La toute premi\u00e8re image t\u00e9lescopique d\u2019un trou noir entour\u00e9 d\u2019un disque de gaz chaud avait \u00e9t\u00e9 d\u00e9voil\u00e9e en avril 2019 par les m\u00eames \u00e9quipes de l\u2019EHT : il s\u2019agissait du trou noir M87* situ\u00e9 au centre de la galaxie elliptique g\u00e9ante M87, distante de 56 millions d\u2019ann\u00e9es-lumi\u00e8re. Les observations de Sgr A* avaient \u00e9t\u00e9 effectu\u00e9es en avril 2017, lors de la m\u00eame campagne que celles de de M87*. S\u2019il a fallu cinq ann\u00e9es d\u2019analyse pour Sgr A* contre deux pour M87*, c\u2019est parce que durant le temps de pose des observations \u2013 de l\u2019ordre de l\u2019heure – , l\u2019\u00e9mission lumineuse du disque de gaz autour de Sgr A* est tr\u00e8s variable, alors que celle autour de M87* est fig\u00e9e. La raison tient \u00e0 ce que Sgr A* a une masse 1500 fois plus faible que M87* (4 millions de masses solaires pour SgrA* contre 6 milliards pour M87*), de sorte que l’\u00e9chelle de temps caract\u00e9ristique de la variabilit\u00e9 lumineuse, donn\u00e9e par la simple formule\u00a0 GM\/c3<\/sup>, est beaucoup plus rapide : 20 secondes, contre plusieurs heures pour M87*.<\/p>\n

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Figures 2a-b. En haut, le montage illustre l’\u00e9norme diff\u00e9rence de tailles entre M87* et SgrA*, rapport\u00e9es \u00e0 la taille de notre syst\u00e8me solaire. En bas :en raison de sa taille g\u00e9ante, la structure lumineuse autour de M87* a tr\u00e8s peu vari\u00e9 au cours des 4 jours d’observations effectu\u00e9es en avril 2017.<\/figcaption><\/figure>\n

Tenter de capturer une image nette de SgrA* dans un temps de pose d\u2019une heure revenait donc \u00e0 prendre la photo d\u2019un chien courant apr\u00e8s sa queue. Il a fallu un travail d\u2019int\u00e9gration\u00a0 consid\u00e9rable pour reconstruire une image “moyenne” de SgrA* suffisamment nette, comme le montre clairement la figure 3.<\/p>\n

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Figures 3a-b. A gauche, plusieurs dizaines de clich\u00e9s de SgrA* montrent sa grande variabilit\u00e9 temporelle, au point que la reconstruction d’une image moyenn\u00e9e ne peut reproduire pr\u00e9cis\u00e9ment l’\u00e9tat du flot d’accr\u00e9tion (position incertaine des surbrillances). A droite en revanche, pour M87*, en raison de sa taille g\u00e9ante, la structure lumineuse qui l’entoure a tr\u00e8s peu vari\u00e9 au cours des 4 jours d’observations effectu\u00e9es en avril 2017, de sorte que l’image moyenne refl\u00e8te assez fid\u00e8lement l’\u00e9tat r\u00e9el du flot d’accr\u00e9tion.<\/figcaption><\/figure>\n

Pour atteindre la r\u00e9solution angulaire n\u00e9cessaire pour imager SgrA* et M87*, \u00e9quivalente \u00e0 l\u2019angle minuscule sous lequel nous verrions depuis la Terre une pomme sur la Lune, l\u2019EHT a utilis\u00e9 un r\u00e9seau de radiot\u00e9lescopes s’\u00e9tendant de l\u2019Antarctique \u00e0 l\u2019Am\u00e9rique du Nord en passant par le Chili, les \u00eeles Hawa\u00ef et l\u2019Europe de fa\u00e7on \u00e0 avoir l\u2019\u00e9quivalent d\u2019un instrument unique de taille plan\u00e9taire, fonctionnant en mode interf\u00e9rom\u00e9trique. \u00a0\u00a0\u00a0<\/em><\/p>\n

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Figure 4. Les huit radiot\u00e9lescopes du r\u00e9seau EHT utilis\u00e9s en avril 2017<\/figcaption><\/figure>\n

Ce qui frappe de prime abord, c’est que les deux photographies de M87* et de SgrA* se ressemblent beaucoup : au centre, une ombre noire, image de l\u2019horizon des \u00e9v\u00e9nements (nom donn\u00e9, je le rappelle, \u00e0 la surface intangible d’un trou noir) agrandie d\u2019un facteur 2,6 \u2013 (comme je l\u2019avais montr\u00e9 dans mon article de 1979, cf. fig. 5), entour\u00e9e d\u2019une couronne lumineuse jaune-orang\u00e9e, floue et pr\u00e9sentant des taches de surbrillance.<\/p>\n

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Figure 5. Sch\u00e9mas extraits de mon article de 1979 et de mon ouvrage de vulgarisation “Le destin de l’univers” (2006), illustrant comment “l’ombre” d’un trou noir est l’image agrandie de son horizon des \u00e9v\u00e9nements d’un facteur 2,6, en raison d’un effet de lentille gravitationnelle. Un anneau de lumi\u00e8re tr\u00e8s fin, appel\u00e9 anneau de photons, l’encercle.<\/figcaption><\/figure>\n
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Figure 6. Les deux images t\u00e9lescopiques ressemblantes de M87* et SgrA*<\/figcaption><\/figure>\n

La diff\u00e9rence la plus importante est l’apparence de trois taches surbrillantes bien distinctes dans l’anneau lumineux de SgrA*, alors que l’anneau de M87 est continu avec deux zones de surbrillance contigues. De m\u00eame, l’ombre centrale para\u00eet moins ronde pour SgrA*, sans doute en raison du grand nombre d’images qu\u2019il a fallu int\u00e9grer pendant les heures d’observations.<\/p>\n

Un catalogue de plusieurs milliers de simulations num\u00e9riques a \u00e9t\u00e9 \u00e9tabli aux fins de comparaison avec les clich\u00e9s de l’EHT et de fixer des plages de valeurs probables pour les caract\u00e9ristiques physiques (angle de vue, spin, etc)\u00a0 de SgrA*. Du gaz chaud ionis\u00e9 tourne rapidement autour du trou noir, formant comme des bras spiraux qui deviennent plus brillants \u00e0 leur tangence avec l’anneau de photons, o\u00f9 la lumi\u00e8re est amplifi\u00e9e par lentille gravitationnelle forte. Ce sont ces points brillants qui sont int\u00e9gr\u00e9s au cours du temps, et qui donnent la structure g\u00e9n\u00e9rale des couronnes lumineuses.<\/p>\n

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Figure 7. Il a fallu effectuer des milliers de simulations num\u00e9riques pour reconstruire une image nette de SgrA*<\/figcaption><\/figure>\n
Disque d’accr\u00e9tion ou anneau de photons?
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Que r\u00e9v\u00e8lent au juste ces deux clich\u00e9s historiques ? A premi\u00e8re vue (vue r\u00e9serv\u00e9e cependant \u00e0 quelques connaisseurs) on est tent\u00e9 de les comparer avec les simulations num\u00e9riques effectu\u00e9es en 1979 par moi-m\u00eame<\/a><\/strong> et en 1989 avec mon collaborateur Jean-Alain Marck<\/a><\/strong>:<\/p>\n

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Figure 8. Premi\u00e8re simulation num\u00e9rique d’un trou trou noir entour\u00e9 d’un disque d’accr\u00e9tion, parue en janvier 1979, avec l\u00e9gendes ajout\u00e9es. L’ombre du trou noir est au centre. “L’image du dessus” est l’image directe (dite) primaire du disque d’accr\u00e9tion, d\u00e9form\u00e9e cependant par le champ de gravit\u00e9. L’ISCO (Inner Stable Circular Orbit) est la derni\u00e8re orbite stable marquant le bord interne du disque d’accr\u00e9tion. L’anneau lumineux qui entoure l’ombre\u00a0 est la superposition de l’anneau de photons et des images secondaire, tertiaire, etc. du disque d’accr\u00e9tion. L’effet Doppler d\u00fb au mouvement du gaz \u00e0 vitesse relativiste explique la forte asym\u00e9trie du flux lumineux apparent vu \u00e0 grande distance. Le flux lumineux calcul\u00e9 est\u00a0 cependant “bolom\u00e9trique”, c’est-\u00e0-dire int\u00e9gr\u00e9 sur toutes les longueurs d’onde du rayonnement \u00e9lectromagn\u00e9tique.<\/figcaption><\/figure>\n
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Figure 9. Simulations num\u00e9riques effectu\u00e9es avec Jean-Alain Marck en 1989, reprenant mes calculs de 1979 mais y ajoutant de fausses couleurs et des angles de vue variables, gr\u00e2ce aux progr\u00e8s des ordinateurs de l’\u00e9poque.<\/figcaption><\/figure>\n

d’en relever les frappantes similitudes :<\/p>\n

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Figure 10. Ressemblances \u00e0 premi\u00e8re vue frappantes entre les images t\u00e9lescopiques (en haut) et les simulations num\u00e9riques (en bas)<\/figcaption><\/figure>\n

et d’en tirer des conclusions rapides concernant la structure du disque d’accr\u00e9tion et l’angle sous lequel il est vu depuis la Terre:<\/p>\n

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Figure 11. Une interpr\u00e9tation \u00e0 premi\u00e8re vue tentante…<\/figcaption><\/figure>\n

J’avoue m’\u00eatre moi-m\u00eame laiss\u00e9 entra\u00eener par cette interpr\u00e9tation, qui d’une part flattait mes calculs pionniers, d’autre part n’\u00e9tait aucunement d\u00e9mentie par les chercheurs de l’EHT, qui m’ont au contraire d\u00e9roul\u00e9 un tapis rouge lors de la premi\u00e8re conf\u00e9rence tenue sur le sujet \u00e0 l’Universit\u00e9 de Harvard en juin 2019.<\/p>\n

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Figure 12. Ma conf\u00e9rence de cl\u00f4ture de la Black Hole Initiative Conference tenue \u00e0 l’Universit\u00e9 de Harvard les 20-22 mai 2019 apr\u00e8s la publication de la premi\u00e8re image t\u00e9lescopique de M87*.<\/figcaption><\/figure>\n

Au point que, tant pour l’image de M87* que pour celle plus r\u00e9cente de SgrA*, cette interpr\u00e9tation a \u00e9t\u00e9 reprise dans la plupart des m\u00e9dias de vulgarisation scientifique. D’autant que les articles sp\u00e9cialis\u00e9s<\/a><\/strong>\u00a0 publi\u00e9s par les chercheurs de l’EHT, bourr\u00e9s de d\u00e9tails techniques, restent \u00e9trangement vagues sur la question…<\/p>\n

Or, la r\u00e9alit\u00e9 physique est toujours plus complexe que nos premi\u00e8res grilles de lecture. Une analyse plus fine, faite depuis 2019 sur M87* et renforc\u00e9e en 2022 par celle de SgrA*,\u00a0 sugg\u00e8re que\u00a0 la couronne lumineuse en forme de \u00ab donut \u00bb n\u2019est pas l\u2019image directe des disques d\u2019accr\u00e9tion<\/strong> gazeux orbitant autour de leurs trous noirs respectifs, et que les surbrillances ne refl\u00e8tent pas compl\u00e8tement l’\u00e9tat r\u00e9el du gaz autour du trou noir, ni ne traduisent\u00a0 l’effet Doppler d\u00fb \u00e0 la rotation relativiste du gaz\u00a0 !<\/p>\n

En effet, les disques d’accr\u00e9tion autour des trous noirs g\u00e9ants rayonnent essentiellement dans les domaines de longueur d\u2019onde du visible et de l\u2019infrarouge (autour des trous noirs stellaires ils rayonnement m\u00eame essentiellement en rayons X). Or, les observations de l\u2019EHT ne sont pas du tout bolom\u00e9triques comme dans nos simulations de 1979 et 1989, mais sont monochromatiques<\/strong>, c’est-\u00e0-dire effectu\u00e9es dans la longueur d\u2019onde millim\u00e9trique tr\u00e8s pr\u00e9cise de 1,3 mm. Il en r\u00e9sulte, primo, que les couleurs des images de l’EHT sont fausses, codant l’intensit\u00e9 du rayonnement et non pas ses fr\u00e9quences (avec le m\u00eame codage que nous avions d\u00e9j\u00e0 utilis\u00e9 en 1989). Secundo et surtout, il se trouve qu’\u00e0 cette longueur d\u2019onde, la structure la plus lumineuse n\u2019est pas l’image primaire du disque<\/strong> lui-m\u00eame, mais ce qu\u2019on appelle l’\u00ab anneau de photons<\/strong> \u00bb, pr\u00e9dit par la th\u00e9orie de la relativit\u00e9 g\u00e9n\u00e9rale et que j’avais d\u00e9j\u00e0 calcul\u00e9 en 1979, cf. la figure 5 ci-dessus. Il s\u2019agit de l’anneau brillant, et normalement tr\u00e8s fin, form\u00e9 par les rayons lumineux qui, entre le disque d’accr\u00e9tion et l’observateur, ont emprunt\u00e9 des orbites tr\u00e8s infl\u00e9chies par le champ de gravit\u00e9 et accompli n\/2 tours (n entier > 0) du trou noir avant de s’\u00e9chapper vers l’observateur lointain. La th\u00e9orie pr\u00e9dit en fait une s\u00e9rie discr\u00e8te d’anneaux, index\u00e9e par n, mais ils s’accumulent vite les uns sur les autres d\u00e8s que n d\u00e9passe 1, d\u00e9finissant \u00e0 la limite (n infini) une courbe dite \u00ab critique \u00bb qui enserre exactement l\u2019ombre du trou noir.<\/p>\n

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Figure 13. A gauche, sch\u00e9ma p\u00e9dagogique expliquant comment l’anneau de photons (photon sphere) est constitu\u00e9 des photons issus de l’environnement du trou noir (disque d’accr\u00e9tion, plasma, etc) dont les trajectoires ont \u00e9t\u00e9 d\u00e9vi\u00e9es par le champ de gravit\u00e9 du trou noir au point d’\u00eatre focalis\u00e9es au sein d’une mince couche sph\u00e9rique de lumi\u00e8re. A droite, une simulation num\u00e9rique pr\u00e9cise faite en 2017 par Fr\u00e9d\u00e9ric Vincent, un jeune coll\u00e8gue du Laboratoire Univers et Th\u00e9ories de l’Observatoire de Paris, montrant la superposition de l’anneau de photons (tr\u00e8s mince) et des image secondaire tertiaire, etc. du disque d’accr\u00e9tion.<\/figcaption><\/figure>\n

Ceci est clairement confirm\u00e9 par le fait que l’image de SgrA* donne la taille de l’anneau de lumi\u00e8re : \u00e0 une distance 26 000 ann\u00e9es-lumi\u00e8re, son diam\u00e8tre apparent moyen, de 52 micro-arcseconde, correspond \u00e0 un diam\u00e8tre intrins\u00e8que de 60 millions de kilom\u00e8tres, ou 3,2 minute-lumi\u00e8re. C\u2019est, \u00e0 quelques pourcent pr\u00e8s, le diam\u00e8tre de l\u2019ombre d\u2019un trou noir de 4,1 millions de masses solaires en rotation, d\u00e9crit th\u00e9oriquement par la solution de Kerr.\u00a0 Cette masse, d\u00e9duite de l\u2019observation t\u00e9lescopique, est en excellent accord avec celle obtenue via le suivi des trajectoires stellaires au voisinage, \u00e9tudi\u00e9 depuis pr\u00e8s de trente ans par les \u00e9quipes de Reinhard Genzel et Andrea Ghez, qui ont pour cela obtenu le prix Nobel de physique 2020 (voir ici le billet de blog<\/a><\/strong> que je leur ai consacr\u00e9 \u00e0 l’\u00e9poque).<\/p>\n

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Figure 14. Annonce du prix Nobel de physique 2020, attribu\u00e9 pour moiti\u00e9 au th\u00e9oricien britannique Roger Penrose pour avoir pr\u00e9dit l’in\u00e9luctabilit\u00e9 de la formation des trous noirs en relativit\u00e9 g\u00e9n\u00e9rale, et pour autre moiti\u00e9 aux astronomes R. Genzel et A. Ghez pour avoir traqu\u00e9 durant plus de vingt ans le candidat trou noir galactique SgrA*.<\/figcaption><\/figure>\n

Il en allait de m\u00eame avec l’image de M87* : le diam\u00e8tre apparent moyen de son anneau de lumi\u00e8re correspondait au diam\u00e8tre de l’ombre d’un trou noir de 6 milliards de masses solaires en rotation.<\/p>\n

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Figure 15. Montage entre mes premi\u00e8res simulations num\u00e9riques de 1979 et de 1989 (en haut) et les reconstructions de l’EHT (en bas). Les anneaux de photons apparaissant dans les simulations num\u00e9riques, fins et tr\u00e8s faiblement lumineux par rapport au flux bolom\u00e9trique du disque d’accr\u00e9tion, deviennent la structure principale dans les images t\u00e9lescopiques monochromatiques de l’EHT.<\/figcaption><\/figure>\n

Avec SgrA* et M87* on retrouve donc, via le mod\u00e8le du trou noir de Kerr de la relativit\u00e9 g\u00e9n\u00e9rale, les confirmations de leurs masses centrales d\u00e9duites de la dynamique stellaire environnante. Comme les masses de Sgr A* et M87* diff\u00e8rent d\u2019un facteur mille, il s’agit l\u00e0 d’une confirmation \u00e9clatante du fait th\u00e9orique que les propri\u00e9t\u00e9s des trous noirs sont invariantes d’\u00e9chelle.<\/p>\n

Des caract\u00e9ristiques encore mal comprises<\/strong><\/h5>\n

Contrairement au syst\u00e8me de M87* montrant clairement des jets, ce qui permettait de fixer une inclinaison de 30\u00b0 entre la ligne de vis\u00e9e depuis la Terre et l\u2019axe polaire du trou noir (donc 60\u00b0 par rapport au plan du disque), SgrA* ne montre pas ou plus de jets \u2013 sans doute parce que le taux d\u2019accr\u00e9tion est devenu extr\u00eamement faible par rapport \u00e0 des temps pass\u00e9s. Il en r\u00e9sulte que les observations de l’EHT ne donnent aucune indication sur l\u2019inclinaison du syst\u00e8me SgrA* par rapport \u00e0 l\u2019observateur<\/strong> (je pr\u00e9cise qu\u2019il n\u2019y a strictement aucune raison pour que le plan du disque ou du tore d\u2019accr\u00e9tion de SgrA* soit align\u00e9 sur le plan galactique, les deux syst\u00e8mes aux \u00e9chelles de taille et de masse radicalement diff\u00e9rentes \u00e9tant totalement d\u00e9coupl\u00e9s sur le plan dynamique). Les \u00e9quipes de l\u2019EHT ont donc d\u00fb effectuer des milliers de simulations magn\u00e9to-hydrodynamiques (MHD), faisant varier les param\u00e8tres gouvernant l\u2019image : angle d\u2019inclinaison, moment angulaire du trou noir, taux d\u2019accr\u00e9tion, etc.. Ce\u00a0 n\u2019est qu\u2019en comparant les reconstructions de donn\u00e9es prises par l\u2019EHT avec cet immense catalogue num\u00e9rique que des plages possibles de valeurs des param\u00e8tres peuvent \u00eatre sugg\u00e9r\u00e9es.<\/p>\n

En tout \u00e9tat de cause, les meilleurs (ou moins mauvais) ajustements pour SgrA* sont obtenus pour un angle d\u2019inclinaison de 10\u00b0 par rapport \u00e0 l\u2019axe polaire, soit 80\u00b0 par rapport au plan du disque, et toutes les inclinaisons sup\u00e9rieures \u00e0 50\u00b0 (c\u2019est-\u00e0-dire plus proches de la vue de profil que j\u2019avais publi\u00e9e en 1979) sont totalement exclues. Le syst\u00e8me est donc vraisemblablement \u00ab presque \u00bb vu de face, pas tout \u00e0 fait mais un peu plus quand m\u00eame que M87*. Sous un pareil angle, l\u2019effet Doppler est quasi inexistant (les articles n\u2019en parlent m\u00eame pas), mais les comparaisons avec nos simulations de 1989 pour diff\u00e9rents angles de vue restent pertinentes.<\/p>\n

Il en va de m\u00eame\u00a0 avec le moment angulaire<\/strong>. Un trou noir en rotation, d\u00e9crit en th\u00e9orie de la relativit\u00e9 g\u00e9n\u00e9rale par la m\u00e9trique de Kerr, est enti\u00e8rement caract\u00e9ris\u00e9 par sa masse et son “moment angulaire” (aussi appel\u00e9 moment cin\u00e9tique). Ce dernier d\u00e9pend de la taille, de la masse et de la vitesse angulaire de rotation ; il ne peut pas d\u00e9passer une certaine limite critique, dite “extr\u00e9male”, au-dessus de laquelle l\u2019horizon des \u00e9v\u00e9nements \u00ab \u00e9claterait \u00bb. Cette limite correspond \u00e0 une vitesse de rotation de l\u2019horizon \u00e9gale \u00e0 la vitesse de la lumi\u00e8re. Pour simplifier on rapporte g\u00e9n\u00e9ralement le moment angulaire d\u2019un trou noir \u00e0 sa valeur extr\u00e9male. Le nombre obtenu, appel\u00e9 spin<\/strong>, est donc compris entre 0 (rotation nulle) et 1 (\u00e9tat extr\u00e9mal).<\/p>\n

Tout comme pour M87*, le spin de Sgr A* n’a pas pu \u00eatre mesur\u00e9 dans les observations de l\u2019EHT. Les chercheurs estiment toutefois que l’accord avec leurs mod\u00e8les fond\u00e9s sur des simulations num\u00e9riques est meilleur pour un spin \u00e9lev\u00e9 (sup\u00e9rieur \u00e0 0,5) que pour un spin nul – ce qui me surprend un peu dans la mesure o\u00f9 d\u2019autres observations pr\u00e9-EHT sugg\u00e9raient que le spin de SgrA* ne devait pas d\u00e9passer 0.1 (et 0.4 pour M87*). Une nouvelle campagne d’observations EHT a eu lieu en mars 2022, avec davantage de radiot\u00e9lescopes int\u00e9gr\u00e9s dans le r\u00e9seau ; on peut donc esp\u00e9rer prochainement (2024?) une image plus fine, avec peut-\u00eatre la mesure du spin.<\/p>\n

En tout \u00e9tat de cause,\u00a0 les valeurs inf\u00e9r\u00e9es pour l’angle de vue quasi polaire et du spin relativement \u00e9lev\u00e9 aussi bien de SgrA* que de M87* permettent de mieux comprendre l’aspect des couronnes de lumi\u00e8re qui entourent l’ombre de leurs trous noirs respectifs. En effet, pour un trou noir statique (solution dite de Schwarzschild), mod\u00e8le utilis\u00e9 dans les premi\u00e8res simulations de 1979 et 1989, le bord interne du disque d’accr\u00e9tion ne peut pas toucher l\u2019horizon des \u00e9v\u00e9nements du trou noir : les orbites circulaires suivies par les particules se maintiennent jusqu\u2019\u00e0 une distance critique (ISCO, cf. figure 8) \u00e9gale \u00e0 trois fois le rayon du trou noir. Mais lorsque le spin augmente (trou noir de Kerr), le bord interne se rapproche de l’horizon, et finit par se confondre avec l’anneau de lumi\u00e8re, y ajoutant donc sa propre luminosit\u00e9.<\/p>\n

\"\"<\/a>
Figure 16. Ce sch\u00e9ma illustre la fa\u00e7on dont le bord interne d’un disque d’accr\u00e9tion se rapproche de l’horizon des \u00e9v\u00e9nements lorsque le spin du trou noir augmente.<\/figcaption><\/figure>\n

C’est bien ce que l’on voit sur les images de SgrA* et M87* reconstruites par l’EHT : leurs couronnes lumineuses floues et \u00e9largies par manque de r\u00e9solution\u00a0 r\u00e9sultent de la superposition entre l\u2019image primaire du bord interne du disque d\u2019accr\u00e9tion et ses images secondaire, tertiaire, etc. constituant l\u2019anneau de photons \u2013 dominant \u00e0 la longueur d\u2019onde d\u2019observation.<\/p>\n

Le fait que le flux soit domin\u00e9 par l’anneau de photons explique aussi la ressemblance entre les deux images, quelque soit l’angle de vue. L’image primaire d’un disque d’accr\u00e9tion d\u00e9pend en effet tr\u00e8s sensiblement de son angle de vue (cf. figure 9), ce qui n’est plus le cas avec l’anneau de photons et les images du disque d’ordre sup\u00e9rieur ou \u00e9gal \u00e0 2, qui apparaissent toujours circulaires pour cause de focalisation gravitationnelle. Je gage donc que, si dans un proche futur le r\u00e9seau \u00e9tendu de l’EHT capture l’image d’autres trous noirs supermassifs sous des angles de vue tr\u00e8s diff\u00e9rents, leurs images ressembleront \u00e0 celles d\u00e9j\u00e0 obtenues pour SgrA* et M87*!<\/p>\n

En ce qui concerne les trois taches brillantes pr\u00e9sentes dans l\u2019anneau de SgrA*, sur lesquelles on a beaucoup glos\u00e9, \u00e0 premi\u00e8re vue on serait tent\u00e9 de les interpr\u00e9ter comme des bulles de gaz chaud tournant dans le bord interne du disque d\u2019accr\u00e9tion. Il est certain qu\u2019en raison de la turbulence magn\u00e9tohydrodynamique, il y a des bulles de gaz chaud plus lumineuses que le reste de la structure d\u2019accr\u00e9tion, mais elles tournent autour du trou noir \u00e0 des vitesses proches de la vitesse de la lumi\u00e8re et effectuent un tour complet en quelques dizaines de secondes \u00e0 peine, de sorte qu\u2019avec la r\u00e9solution temporelle limit\u00e9e de l\u2019EHT (1 heure, r\u00e9p\u00e9tons-le), il est impossible de les localiser pr\u00e9cis\u00e9ment.\u00a0 L\u2019image r\u00e9v\u00e9l\u00e9e au public n\u2019est donc qu\u2019une moyenne entre plusieurs reconstructions floues, et les trois points lumineux le long de l’anneau sont des artefacts de superposition plut\u00f4t que les vrais emplacements de bulles chaudes (curieusement, les articles techniques ne sont pas tr\u00e8s clairs \u00e0 ce sujet). La raison technique est que les donn\u00e9es observationnelles sont de type interf\u00e9rom\u00e9trique, de sorte que l\u2019image doit \u00eatre reconstruite par une proc\u00e9dure math\u00e9matique (dite \u00ab transform\u00e9e de Fourier \u00bb inverse) qui, avec seulement 8 radiot\u00e9lescopes, n\u2019est pas univoque. Les trois zones de surbrillance d\u00e9pendent donc de la “m\u00e9thodologie” de reconstruction adopt\u00e9e et ne sont pas significatives de l\u2019\u00e9tat r\u00e9el du gaz orbitant autour de SgrA*.<\/p>\n

Mentionnons enfin que des tests comparatifs ont aussi \u00e9t\u00e9 effectu\u00e9s avec des th\u00e9ories alternatives de la gravitation, dans lesquelles il n’y aurait pas d’horizon des \u00e9v\u00e9nements, donc pas de trou noir au sens strict. Mais toutes sont en \u00e9chec, ce qui confirme le mod\u00e8le de la relativit\u00e9 g\u00e9n\u00e9rale et la m\u00e9trique de Kerr autour d\u2019un trou noir en rotation.<\/p>\n

\"\"<\/a>
Figure 17. Ce mod\u00e8le de “gravastar”, dans lequel la formation d’une bulle d’\u00e9nergie r\u00e9pulsive emp\u00eache la formation d’un trou noir, n’est pas compatible avec l’analyse fine des donn\u00e9es de l’EHT. Il en va de m\u00eame pour d’autres mod\u00e8les alternatifs (antimati\u00e8re r\u00e9pulsive,masses n\u00e9gatives, etc.)<\/figcaption><\/figure>\n

La traque d\u2019autres trous noirs supermassifs<\/strong><\/p>\n

Des (candidats) trous noirs connus, Sgr A* et M87* sont les deux plus gros en taille apparente sur le plan du ciel, le diam\u00e8tre angulaire de leur ombre \u00e9tant proportionnel \u00e0 M\/d, o\u00f9 M est la masse du trou noir et d sa distance, avec M\/d tr\u00e8s voisins pour Sgr A* et M87*.<\/p>\n

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Figure 18. Ce montage illustre comment les tailles et les distances tr\u00e8s diff\u00e9rentes de M87* et SgrA* se compensent pour donner, vu depuis la Terre, un diam\u00e8tre angulaire apparent du m\u00eame ordre, soit 50 microarcseconde.<\/figcaption><\/figure>\n

Apr\u00e8s les retentissants succ\u00e8s obtenus en 2019 avec la reconstruction de l\u2019image t\u00e9lescopique du trou noir g\u00e9ant M87* puis celle de SgrA* en 2022 (Q91), de nouvelles stations de radioastronomie comme le Kitt Peak National Observatory en Arizona, le Greenland T\u00e9lescope Project au Groenland et l\u2019interf\u00e9rom\u00e8tre NOEMA du Plateau de Bure dans les Alpes fran\u00e7aises ont agrandi le r\u00e9seau rebaptis\u00e9 NgEHT (Ng pour \u00ab\u00a0Next generation\u00a0\u00bb), afin d\u2019en am\u00e9liorer les performances.<\/p>\n

\"\"<\/a>
Figure 19. Extension plan\u00e9taire du r\u00e9seau EHT initial pour former le NgEHT, d\u00e9sormais op\u00e9rationnel<\/figcaption><\/figure>\n

Je l’ai dit plus haut, une seconde campagne d\u2019observations combin\u00e9es a eu lieu en mars 2022. Le trou noir qui “arrive juste derri\u00e8re” M87* et SgrA*, avec une taille apparente environ deux fois plus petite, est l’objet\u00a0 supermassif M31* d\u2019environ 140 millions de masses solaires, situ\u00e9 \u00e0 2,5 millions d\u2019ann\u00e9es-lumi\u00e8re au c\u0153ur notre grande voisine, la galaxie d\u2019Androm\u00e8de. C\u2019est sans aucun doute une cible privil\u00e9gi\u00e9e pour le r\u00e9seau NgEHT.<\/p>\n

\"\"<\/a>
Figure 20- La galaxie d’Androm\u00e8de (M31) vue dans plusieurs domaines de longueur d’onde. Elle abrite tr\u00e8s probablement en son centre un trou noir supermassif d\u00e9passant les 100 millions de masses solaires.<\/figcaption><\/figure>\n

Dans un futur plus lointain le r\u00e9seau interf\u00e9rom\u00e9trique pourra s\u2019\u00e9tendre \u00e0 des radiot\u00e9lescopes en orbite autour de le Terre, voire install\u00e9s sur la Lune, ce qui ouvrirait une \u00e8re nouvelle pour la d\u00e9tection t\u00e9lescopique directe de dizaines de trous noirs supermassifs.<\/p>\n

En revanche, en ce qui concerne les dizaines de trous noirs stellaires connus dans notre galaxie (d\u00e9tect\u00e9s indirectement dans les sources X binaires), leur taille apparente est 10 000 fois plus petite, et leur ombre restera \u00e0 jamais inobservable par un interf\u00e9rom\u00e8tre de type EHT.<\/p>\n

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Apr\u00e8s cinq ann\u00e9es de calculs et d’analyses, la collaboration internationale du t\u00e9lescope Event Horizon (EHT)\u00a0a livr\u00e9 le 12 Mai 2022 l\u2019image de Sagittarius A* (Sgr A*), le trou noir g\u00e9ant tapi au centre de notre galaxie (la Voie lact\u00e9e), \u00e0 27 000 ann\u00e9es-lumi\u00e8re de la Terre. 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