Portrait de Stephen Hawking. © DAMTP, University of Cambridge

Sciences

Rayonnement de Hawking

DéfinitionClassé sous :Astronomie , trou noir , antimatière

Le rayonnement de Hawking est un rayonnement que doit émettre tout trou noir du fait des lois de la mécanique quantique et qui provoque son évaporation par perte de masse, de moment cinétique si le trou noir était en rotation et de charge électrique, s'il était chargé. Le phénomène est surprenant car un trou noir ne devrait pas rayonner dans le cadre de la théorie de la relativité générale car rien de ce qui pénètre sous son horizon des événements ne peut plus en sortir dans cette théorie.

C'est en cherchant à démontrer que c'était bien le cas que Stephen Hawking a prédit finalement, à sa grande surprise, que les trous noirs doivent bel et bien rayonner. Cette prédiction de l'évaporation des trous noirs est une découverte faite par le calcul par Stephen Hawking en 1974 alors qu'il cherchait également à réfuter l'idée de Jacob Bekenstein qui avait avancé des arguments pour associer une entropie à un trou noir, en la reliant à la surface de son horizon des événements. Il montre surtout que si un trou noir émet un rayonnement, il doit adopter le spectre du rayonnement d'un corps chaud particulier que l'on appelle un corps noir, avec une température ne dépendant que de sa masse. C'est précisément ce qu'il fallait pour assurer l'existence de l'entropie d'un trou noir. Il trouve cette explication dans la physique quantique. Les fluctuations quantiques du vide impliquées par les inégalités de Heisenberg créent des paires de particule-antiparticule virtuelles qui ne « vivent » que très peu de temps avant de s'annihiler mutuellement, sans quoi elles violeraient le principe de conservation de l'énergie.

Un diagramme d’espace-temps montrant le principe du rayonnement Hawking tout proche de l’horizon des événements d’un trou noir. © Northern Arizona University

De la difficulté de détecter le rayonnement de Hawking

Tout près de l'horizon d'un trou noir, juste son extérieur, les paires de particules peuvent être séparées par des forces de marée qui fournissent de l'énergie et rendent ces particules réelles, autant que celles qui nous entourent. Lorsque l'une d'elles passe l'horizon, pour un observateur extérieur, elle se comporte comme une particule d'énergie négative, tandis que l'autre a une énergie positive. Le même observateur extérieur voit donc de l'énergie émise par le trou noir sous forme de particules (de matière ou d'antimatière), lequel absorbe en permanence un flux d'énergie négative, ce qui, d'après la célébrissime formule E=mc2, correspond à une perte de masse. Le trou noir s'évapore avec une température de rayonnement inversement proportionnelle à sa masse, ce qui fait que l'évaporation est d'autant plus rapide que le trou noir est petit.

Un trou noir de la masse de la Terre ne rayonnerait que comme un corps noir à une température de 0,02 K environ. Un trou noir de la masse du Soleil mettrait ainsi environ 1067 ans pour s'évaporer. Par contre, un trou noir de 961 kg aurait un rayon de Schwarzschild de seulement 2,85 10-24 m, serait aussi lumineux que le Soleil et aurait un temps de vie assez court.

En pratique, le rayonnement de Hawking s'avère extraordinairement faible pour les trous noirs d'échelle stellaire ou supermassif, et sa détection est toujours impossible actuellement et ce d'autant plus qu'ils sont plus froids que le rayonnement fossile ce qui fait qu'ils ne peuvent en fait pas encore rayonner mais absorbe ce rayonnement du fait des lois de la thermodynamique qui implique que la chaleur passe d'un corps chaud à un corps froid. Mais il pourrait s'avérer observable dans le cas de trous noirs microscopiques tels qu'il y a pu s'en créer lors du Big Bang, que l'on appelle des trous noirs primordiaux, ou que l'on envisage de créer dans des accélérateurs de particules.

L'existence du rayonnement Hawking pose un redoutable problème connu sous le non de paradoxe de l’information.

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