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 Evaporation des trous noirs ( 1ère partie )

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Tudormint
The poséïdon
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MessageSujet: Evaporation des trous noirs ( 1ère partie )   Mar 20 Nov - 16:58

Le rayonnement de Hawking est le phénomène selon lequel un observateur regardant un trou noir peut détecter un infime rayonnement de corps noir émanant de la surface de celui-ci. Ce phénomène est aussi appelé, pour des raisons évidentes, évaporation des trous noirs. Il a été prédit par Stephen Hawking en 1975, et est considéré comme l'une de ses plus importantes réalisations.
La découverte théorique de ce phénomène a donné une justification à une branche de l'étude des trous noirs appelée thermodynamique des trous noirs, développée peu avant la découverte de Hawking, et qui suggérait qu'il devait être possible d'associer une température à un trou noir. Cependant, au niveau classique, il était démontré qu'un trou noir ne pouvait émettre de rayonnement (c'est même, en quelque sorte, la définition d'un trou noir). Ce paradoxe a été résolu par Stephen Hawking, qui a démontré que des effets d'origine quantique était à l'origine d'un tel phénomène.
Le rayonnement de Hawking s'avère extraordinairement faible pour les trous noirs issus de l'évolution stellaire et encore plus faible pour les autres trous noirs indirectement détectés dans l'univers (trous noirs intermédiaires et trous noirs supermassifs), aussi sa mise en évidence est-elle impossible à l'heure actuelle. Elle pourrait être rendue possible par l'existence de trous noirs de petite taille (microscopique). De tels objets pourraient avoir été produits lors du Big Bang (on parle de trous noirs primordiaux), voire être produits dans des accélérateurs de particules dans le cadre de certaines théories au-delà du modèle standard de la physique des particules.
Il existe un analogue cinématique au phénomène de rayonnement de Hawking, l'effet Unruh, du nom du physicien canadien William Unruh, qui l'a prédit en 1976. Celui-ci prédit qu'un observateur qui regardait un miroir animé d'un mouvement accéléré aurait l'impression que celui-ci émet un rayonnement thermique, dont la température est proportionnelle à l'accélération du miroir. Dans un contexte un peu différent, l'effet Schwinger, qui décrit la création de particules chargées dans un champ électrique, peut être vu comme un analogue électrostatique du rayonnement de Hawking.
Par contre, divers processus issus de la mécanique classique permettant d'extraire de l'énergie d'un trou noir, le processus de Penrose, ou son analogue ondulatoire, le superradiance, ne sont pas à confondre avec l'effet Hawking. De même, les phénomènes d'éjection de matière par l'intermédaire de jets issus d'un disque d'accrétion entourant le trou noir n'a strictement rien à voir avec le phénomène d'évaporation des trous noirs.

Formules et ordres de grandeur:
Un calcul célèbre ayant donné naissance à ce que l'on appelle la thermodynamique des trous noirs permet de montrer que l'on peut exprimer la masse M d'un trou noir en fonction de sa taille (en fait la surface A de son horizon), et des autres paramètres macroscopiques le caractérisant, à savoir, pour un trou noir de type astrophysique, sa charge électrique Q et son moment cinétique L. Il existe donc une fonction de la forme
M = M(A,Q,L).

La quantité peut s'écrire sous la forme
où G est la constante de Newton et κ est une quantité appelée gravité de surface du trou noir, et qui détermine à quelle vitesse le champ gravitationnel d'un trou noir diverge à mesure que l'on s'approche de l'horizon. Les calculs de Hawking sur l'évaporation des trous noirs indiquent que la température T qui peut leur être associée est donnée par

où kB est la constante de Boltzmann, c est la vitesse de la lumière et la constante de Planck réduite. Ceci justifie a priori l'ensemble des calculs sur la thermodynamique des trous noirs : en effet, la différentielle de la masse en fonction de l'aire des des autres quantités s'identifie à la formule du premier principe de la thermodynamique,
dU = TdS + ...,
où l'énergie interne U est remplacée dans le cas des trous noirs par leur masse (représentant leur énergie totale), et l'entropie S est, d'après les calculs de la thermodynamique des trous noirs, proportionnelle à la surface A de leur horizon. Pour rendre l'ensemble de la thermodynamique des trous noirs cohérente, il fallait démontrer que les trous noirs pouvaient posséder une température proportionnelle à la gravité de surface, ce qui a été réalisé par Hawking.
Cas d'un trou noir de Schwarzschild
Dans le cas d'un trou noir de Schwarzschild, on a une relation simple entre la masse et la surface du trou noir : le rayon de Schwarzschild R s'écrit
,
et sa surface
.
La gravité de surface est donc
,
et la température

La température est donc inversement proportionnelle à la masse. Ce résultat n'est guère surprenant : la seule échelle de longueur du problème est le rayon de Schwarzschild, proportionnelle à la masse. La température d'un rayonnement est déterminée par l'énergie typique des particules (en l'occurrence des photons), de fréquence ν, selon une formule du type . Il est naturel que la longueur d'onde des photons soit déterminée par l'échelle de longueur disponible, proportionnelle à la masse, aussi la température est-elle naturellement inversement proportionnelle à cette dernière.
La formule précédente peut se réécrire en unités de Planck selon
.
De façon plus intéressante, on peut la réécrire en unité de masse solaire, ce qui donne :

Ainsi, un trou noir d'une masse solaire a une température de l'ordre du dix millionième de kelvin. Cette température augmente à mesure que la masse du trou noir diminue. Il existe donc un effet d'emballement : plus le trou noir rayonne, plus il perd de l'énergie (sa masse va diminuer, voir ci-dessous), et plus il est chaud. Ceci n'est pas sans rappeler l'évolution stellaire, où une étoile est le siège de réactions nucléaires de plus en plus rapides à mesure que son évolution se poursuit.
Il est à noter que si cet ordre de grandeur est correct en général, il est significativement erroné dans plusieurs cas. En particulier, pour un trou noir extrémal, c'est-à-dire possédant une valeur maximale de la charge électrique ou du moment cinétique, alors on montre que la température du trou noir est strictement nulle. Un tel résultat est l'analogue en thermodynamique des trous noirs du troisième principe de la thermodynamique, qui indique qu'il n'est pas possible d'atteindre un état de température nulle (ou d'entropie minimale) par un quelconque processus physique.

Evolution d'un trou noir isolé:
Une autre conséquence de la dépendance inverse entre température et masse est qu'un trou noir ne peut pas être en équilibre avec un bain thermique : si la température du bain est supérieure à celle du trou noir, le trou noir va plus absorber de rayonnement qu'il ne va en émettre, et ainsi augmenter sa masse et diminuer sa température. L'écart de température entre le trou noir et le bain thermique va donc augmenter. Il en est de même si cette fois la température du bain est inférieure à celle du trou noir. Cette fois, c'est la température du trou noir qui va augmenter et différer de plus en plus de celle du bain.
À l'heure actuelle, l'univers entier baigne dans un rayonnement thermique, le fond diffus cosmologique. Ce rayonnement est à une température de 2,7 kelvins, qui est donc supérieure à celle d'un trou noir stellaire. Un tel trou noir, même s'il est complètement isolé (pas d'accrétion de matière du milieu interstellaire ou d'un compagnon), va donc absorber du rayonnement. Cette phase va durer jusqu'à ce que la température du fond diffus cosmologique ait suffisamment baissé du fait de l'expansion de l'univers. La durée de cette phase peut être calculée de façon approximative en utilisant les paramètres issus du modèle standard de la cosmologie. À l'heure actuelle, on assiste à une accélération de l'expansion de l'univers, qui se traduit par le fait que l'expansion semble tendre vers une loi exponentielle, où les distance sont multipliées par 2,7 en un temps de l'ordre du temps de Hubble, soit 13,5 milliards d'années. La température du fond diffus cosmologique décroît comme l'inverse de la dilatation des longueurs. Ainsi, pour que la température du fond diffus cosmologique atteigne la valeur de 6,15×10-8 K, il faut attendre environ 18 temps de Hubble. Des trous noirs moins massifs que des trous noirs stellaires pourraient, eux, être en train de s'évaporer aujourd'hui. Pour cela, il faut que leur masse soit inférieure à

soit une masse comprise entre celles de Mercure et Pluton.
Aucun processus astrophysique connu ne permet de réaliser des trous noirs de masse aussi petite, mais il est possible que de tels objets se soient formés dans l'univers primordial. De tels trous noirs primordiaux pourraient exister, et révéler leur signature par le phénomène d'évaporation. En effet, en fin d'évaporation, alors que le trou noir atteint une masse de quelques milliards de tonnes seulement, un trou noir rayonne à une température de l'ordre de 1011 K, soit dans le domaine des rayons gamma, et pourrait laisser une signature observationnelle dans ce domaine de longueur d'onde.

Temps d'évaporation:
Il est possible d'estimer (avec des incertitudes, voir ci-dessous) le temps d'évaporation d'un trou noir. D'ordinaire, l'énergie rayonnée par un corps sphérique dont la température de surface est T et le rayon est R s'écrit
L = 4πR2σT4,

où σ est la constante de Stefan-Boltzmann. La perte d'énergie de masse d'un trou noir s'écrit donc en principe
.
Pour un trou noir de Schwarzschild, ceci s'écrit
,
soit, en remplaçant la constante de Stefan-Boltzmann par sa valeur,
.
Le temps d'évaporation d'un trou noir de masse M s'écrit donc
.
En unités de masses solaires, on obtient
.
Une telle durée est environ 1057 fois plus grande que l'âge de l'univers, illustrant le fait que l'évaporation de trous noirs stellaires est totalement négligeable. Par contre, des objets de masse 1019 fois plus faible qu'une masse solaire, soit de l'ordre d'un milliard de tonnes, ont un temps d'évaporation inférieur à l'âge de l'univers. Si de tels objets ont été produits lors du Big Bang, alors leur évaporation a lieu aujourd'hui.

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