Un trou noir de près : un modèle interactif

La lumière qui passe près d’un trou noir est déviée par sa gravité. Pour chaque point de l’écran, ce modèle suit un rayon de lumière en remontant depuis votre œil, en passant près du trou noir, et trouve d’où il est parti : d’un mince disque de gaz chaud qui tourne autour du trou noir, d’une étoile très loin derrière, ou de nulle part — si le rayon tombe dedans.

Ce que vous voyez

• L’ombre — le centre sombre, où les rayons finissent dans le trou noir. Elle est 2,6 fois plus large que l’horizon des événements, la frontière dont rien ne sort.
• La face éloignée du disque, au-dessus et au-dessous — la lumière de la partie du disque située derrière le trou noir est courbée autour de lui. Par-dessus, vous voyez la face supérieure de la partie éloignée ; par-dessous, sa face inférieure.
• L’anneau de photons — l’anneau fin et brillant au bord de l’ombre : de la lumière qui a fait un tour ou plus autour du trou noir avant de vous parvenir.
• Un côté plus brillant — près de son bord interne, le gaz se déplace à la moitié de la vitesse de la lumière. Du côté qui vient vers vous, sa lumière est plus brillante et plus bleue ; du côté qui s’éloigne, plus faible et plus rouge (effet Doppler).
• Un centre plus sombre et plus rouge — la lumière qui s’extrait de la gravité du trou noir perd de l’énergie (décalage vers le rouge gravitationnel).
• Le bord interne — le gaz ne peut pas tourner plus près que trois fois le rayon de l’horizon. En deçà, il tombe en moins d’un tour et ne donne presque pas de lumière.

Comment c’est calculé

Chaque rayon suit la trajectoire exacte de la lumière autour d’un trou noir qui ne tourne pas, d’après la relativité générale d’Einstein (solution de Schwarzschild). Le disque est un disque mince tel que le décrivent Novikov et Thorne : sa température à chaque distance du centre vient de leur formule, avec un maximum à environ 4,8 rayons de l’horizon. La couleur de chaque point est l’éclat d’un gaz à cette température, décalé par l’effet Doppler et par la gravité. Chaque anneau de gaz tourne à sa propre vitesse orbitale ; l’horloge indique le temps d’un observateur lointain, et la lumière des différentes parties du disque met des temps différents à vous parvenir.

Un trou noir a le même aspect quelle que soit sa masse : un trou noir plus massif est simplement plus grand et plus lent. C’est pourquoi Sagittarius A* et M87* donnent la même image — comparez les tailles et les durées dans leurs fiches.

Ce qui est simplifié

• Le trou noir ne tourne pas. La vitesse de rotation de Sagittarius A* et de M87* n’est pas bien mesurée ; un trou noir en rotation aurait une ombre légèrement aplatie et un disque s’étendant plus près.
• La température est un choix de notre part : environ 5 000 K au point le plus chaud, un peu moins que la surface du Soleil, pour que le disque brille en lumière visible — blanc et jaune là où il est le plus chaud, orange et rouge là où il est plus froid.
• Le vrai Sagittarius A* et le vrai M87* n’ont pas de disque brillant comme celui-ci. Ils absorbent peu de gaz, et ce que l’Event Horizon Telescope a imagé, c’est la lumière radio d’un gaz mince et chaud qui les entoure ; l’anneau brillant de ces images vient de la même courbure de la lumière. Des disques comme celui-ci brillent autour des trous noirs qui se nourrissent vite, comme les quasars — et ils sont plus chauds.
• Les traînées sur le disque sont inventées pour que vous voyiez le gaz bouger ; chaque anneau de gaz tourne à sa vitesse réelle. Le disque est montré jusqu’à 14 rayons de l’horizon ; plus loin, il continuerait, plus froid et plus pâle.
• Les étoiles à l’arrière-plan sont inventées elles aussi, mais leur lumière est courbée de la même façon.

Sources

• Sagittarius A* : masse de 4,30 millions de Soleils et distance de 8 277 parsecs (27 000 années-lumière) — GRAVITY Collaboration, « Mass distribution in the Galactic Center based on interferometric astrometry of multiple stellar orbits », A&A 657, L12 (2022). Anneau de 51,8 ± 2,3 microsecondes d’arc — Event Horizon Telescope Collaboration, ApJL 930, L12 (2022).
• M87* : masse de 6,5 ± 0,7 milliards de Soleils, distance de 16,8 mégaparsecs (55 millions d’années-lumière), anneau de 42 ± 3 microsecondes d’arc — Event Horizon Telescope Collaboration, « First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole », ApJL 875, L1 (2019).
• Le disque : I. D. Novikov & K. S. Thorne, dans Black Holes (Les Houches, 1973) ; D. N. Page & K. S. Thorne, « Disk-Accretion onto a Black Hole. I. Time-Averaged Structure of Accretion Disk », ApJ 191, 499 (1974).
• Couleurs du gaz incandescent : fonctions colorimétriques CIE 1931, ajustées par C. Wyman, P.-P. Sloan & P. Shirley, JCGT 2(2), 1 (2013).