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Trou noir de Kerr

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Solution stationnaire des équations d'Einstein représentant un trou noir en rotation et découverte en 1963 par le mathématicien Roy Kerr. Comme tous les trous noirs, celui-ci est défini par l'existence d'un horizon des événements, mais il possède en plus une région de taille finie s'étendant tout autour qu'on appelle l'ergosphère. Tout objet initialement en chute radiale pénétrant dans l'ergosphère subira une force lui imposant un mouvement de rotation autour du trou noir.

Comme l'a souligné l'astrophysicien et prix Nobel Chandrasekhar, les trous noirs sont les objets les plus simples de l'Univers car complètement définis par 4 paramètres seulement : la masse M, le moment cinétique J et les charges électriques et magnétiques Q et P. Dans le cas de Kerr il n'y a donc que M et J et dans le cadre de la relativité générale, on a pu montrer qu'un trou noir est nécessairement décrit par une seule solution dépendant des paramètres précédents, la solution de Kerr-Newman.

Toutes les étoiles possèdent un moment cinétique. On pense que la formation d'un trou noir par effondrement gravitationnel de celles-ci aboutit toujours à la solution stationnaire de Kerr.

Considérés comme les plus grands réservoirs d'énergie de l'Univers, les trous noirs de Kerr sont invoqués pour expliquer l'extraordinaire source d'énergie des noyaux actifs de galaxies, les quasars, à l'aide d'un mécanisme proposé par Blandford et Znajek.


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