» > vapeur d’eau peut modifier sensiblement et aléatoirement l’indice global, selon l’humidité. La turbulence de régions de l’atmosphère de différents indices optiques produit alors un brouillage des images et une perte de cohérence de la phase des signaux. De plus, il existe une limite supérieure intrinsèque à la longueur d’onde utilisable, car l’image d’une source est brouillée par la diffusion au cours de la traversée de régions ionisées dans le milieu interstellaire des galaxies, ou même dans le milieu interplanétaire du système solaire (ces régions ionisées diffusent le signal de façon proportionnelle à l 2). Par exemple, la mesure de la taille de la source radio centrale de notre Galaxie, appelée Sagittarius A* (SgrA*), ne peut être obtenue qu’à des longueurs d’onde inférieures à 2 mm. Dans le cas de M87, la diffusion empêche les observations à des λ supérieures à 2,5 mm. Un trou noir est un objet compact, au voisinage duquel la gravité est si forte que la vitesse requise pour s’en échapper est supérieure à la vitesse de la lumière. La distance où cela se produit définit une sphère appelée l’horizon des évènements, car aucune matière ni aucune information sur ce qui se passe à l’intérieur ne peut en sortir. Le rayon R h de l’horizon est proportionnel à la masse M du trou noir : R h = 2 GM/c 2, où G est la constante de gravitation, et c la vitesse de la lumière. Il n’est possible de visualiser le trou noir que par le rayonnement du gaz qui tourne autour, proche de l’horizon. Ce gaz est capturé par le trou noir avec son moment cinétique propre, indépendant de celui du trou noir, et de direction aléatoire à chaque accrétion ; c’est ainsi qu’est défini l’axe du disque d’accrétion. L’inclinaison est l’angle entre la direction du moment cinétique et la ligne de visée, soit un angle nul pour un disque que nous voyons de face. Le disque d’accrétion dans M87 est incliné de 20 à 30 degrés. La période de rotation de la matière dans ce disque est elle aussi proportionnelle à la masse du trou. Le gaz ionisé qui rayonne autour de M87 met près de 50 jours à faire un tour. La masse du trou noir joue le rôle d’une lentille gravitationnelle. Elle dévie les rayons lumineux émis par le gaz. Les rayons provenant du disque derrière le trou noir sont déviés au-dessus et au-dessous de ce dernier. Ainsi, l’observateur peut voir un halo de lumière autour du trou noir. Pour qu’un rayon lumineux puisse échapper à 24 Reflets de la Physique n°64 SMA JCMT SMT LMT 2. Les divers télescopes de la collaboration EHT sur le globe terrestre, qui ont participé aux observations les 5, 6, 10 et 11 avril 2017 : SPT, South Pole Telescope ; ALMA, Atacama Large (sub)Millimeter Array (Chili) ; APEX, Atacama Pathfinder EXperiment (Chili) ; LMT, Large Millimeter Telescope (Mexique) ; SMT, SubMillimeter Telescope (Arizona, USA) ; SMA, SubMillimeter Array (Hawaii) ; JCMT, James Clerck Maxwell Telescope (Hawaii) ; PV, Pico Veleta,i.e. télescope de 30 mètres de l’IRAM (Espagne). M87, située dans le ciel de l’hémisphère Nord, est visible de tous les télescopes, sauf du pôle Sud (SPT). Les lignes continues représentent les lignes de base (couples de télescopes) qui ont pu observer M87, et les lignes en tirets, les bases qui n’ont servi qu’aux sources de calibration. Les télescopes localisés au Chili et SPT sont en revanche nécessaires pour observer SgrA*, située dans le ciel de l’hémisphère Sud. l’attraction du trou et parvenir jusqu’à nous, il lui faut un paramètre d’impact minimum de 2,6 Rh. Les rayons lumineux passant plus près de l’horizon sont si déviés qu’ils « tombent ». Le trou noir lui-même apparait ainsi comme une ombre approximativement circulaire au centre de l’image, avec un rayon égal à 2,6 Rh, soit 20 micro secondes d’arc pour M87. L’image du halo serait la même pour un disque très incliné, presque vu par la tranche (ce qui n’est pas le cas de M87), la principale différence étant qu’une partie du disque se projette en avant-plan de l’ombre du trou noir, et qu’alors la zone centrale de l’image n’apparaitrait pas complètement sombre. APEX ALMA SPT PV La collaboration Event Horizon Telescope EHT (a) a bien sûr essayé de faire l’image du trou noir de notre propre galaxie, la Voie lactée. Ce trou noir (SgrA*) est bien plus proche de nous, à 25 000 années-lumière, soit 2000 fois plus proche que M87. Par coïncidence, le rapport des masses des trous noirs respectifs est aussi proche de 2000 : SgrA* a une masse de 4 10 6 M sol. Comme le rayon de l’horizon, et donc celui de l’ombre du trou noir, est proportionnel à la masse, la taille de notre trou noir SgrA* est bien plus petite que celle de M87. Mais comme il est plus proche, la taille angulaire attendue est très similaire. Le gaz ionisé qui rayonne autour de SgrA* met 45 minutes à faire un tour. |
