La lumière, courbée par l'espace-temps
Comment fonctionne un trou noir, et à quoi ressemblerait-il vraiment ? Onze courtes leçons l'expliquent, avec des schémas animés. Ensuite, quatre simulations en temps réel vous emmènent autour d'un trou noir puis à l'intérieur, à travers un trou de ver et presque à la vitesse de la lumière. Chaque pixel est un rayon de lumière, tracé à travers l'espace-temps courbe.
Comment fonctionnent les trous noirs
Un trou noir est l'objet le plus simple de l'univers, et le plus étrange : une masse, une rotation et une frontière dont rien ne peut ressortir. En onze courtes leçons, on passe de la chute des corps à l'éclat des trous noirs. Pas besoin de maths ; les équations sont là si vous voulez les voir.
- 01La gravité est la forme de l'espace-temps
- 02Trop lourd pour la lumière
- 03Comment naît un trou noir
- 04L'horizon des événements
- 05La sphère de photons et l'ombre
- 06Le disque d'accrétion
- 07Pourquoi le disque passe par-dessus
- 08Un côté brille davantage
- 09La rotation
- 10La spaghettification
- 11Les trous noirs sont-ils éternels ?
La gravité est la forme de l'espace-temps
Les objets tombent parce que l'espace et le temps sont courbés.
Newton décrivait la gravité comme une force qui attire les masses les unes vers les autres. En 1915, Einstein a remplacé cette force par de la géométrie. La masse et l'énergie courbent l'espace-temps, ce tissu à quatre dimensions fait d'espace et de temps, et tout ce qui existe, des planètes à la lumière, y suit le chemin le plus droit possible. Si la Terre tourne autour du Soleil, ce n'est pas parce que quelque chose la tire : dans l'espace-temps courbé autour du Soleil, son chemin le plus droit se referme en une orbite.
Le temps fait lui aussi partie du tissu : plus une horloge est proche d'une masse, plus elle bat lentement. L'effet est minuscule, mais bien réel. Les horloges des satellites GPS, plus éloignées de la masse de la Terre, prennent environ 45 microsecondes d'avance par jour sur celles restées au sol ; leur vitesse orbitale leur en reprend 7. Si l'on ignorait cet écart, les positions calculées dériveraient d'une dizaine de kilomètres par jour.
L'espace-temps dit à la matière comment se mouvoir ; la matière dit à l'espace-temps comment se courber. (John Wheeler)
- 1915
- Einstein publie la relativité générale
- 38 µs
- d'avance nette par jour pour une horloge GPS
Trop lourd pour la lumière
Comprimez une masse dans un volume assez petit, et plus rien ne peut en sortir.
Lancez une balle vers le haut : elle retombe. Lancez-la à plus de 11,2 kilomètres par seconde, la vitesse de libération de la Terre, et elle ne reviendra jamais. La vitesse de libération dépend de la masse et de la distance qui vous en sépare : comprimez la Terre sans changer sa masse, et la vitesse de libération à sa surface augmente.
En 1783, l'ecclésiastique anglais John Michell s'est demandé ce qui se passerait si une étoile était si compacte que sa vitesse de libération dépassait celle de la lumière. Sa lumière ne pourrait jamais s'en échapper : ce serait une étoile noire. La théorie d'Einstein rend l'idée exacte. En 1916, Karl Schwarzschild a trouvé la solution pour une masse isolée, et elle recèle une taille critique, appelée aujourd'hui rayon de Schwarzschild. Comprimez n'importe quelle masse en deçà, et un trou noir se forme.
Toute masse a un rayon de Schwarzschild. Il vaut environ 3 kilomètres pour chaque masse solaire.
Comment naît un trou noir
Quand une étoile géante épuise son combustible, la gravité l'emporte.
Une étoile est un numéro d'équilibriste. La gravité attire son gaz vers l'intérieur, et la chaleur de la fusion nucléaire, en son cœur, le repousse. Quand le combustible s'épuise, l'équilibre se rompt. Les étoiles comme le Soleil se contractent en naines blanches, soutenues par des électrons qui refusent d'être comprimés davantage.
Les étoiles de plus de huit masses solaires environ finissent en supernova : leur cœur de fer s'effondre en moins d'une seconde. Le plus souvent, ce cœur devient une étoile à neutrons. Mais si ce qui reste pèse plus de deux à trois masses solaires environ, comme c'est souvent le cas pour les étoiles d'une vingtaine de masses solaires ou plus, même les neutrons ne peuvent plus le soutenir, et il passe sous son propre rayon de Schwarzschild. Un trou noir stellaire est né, en général de 5 à 50 fois plus massif que le Soleil.
Chaque grande galaxie abrite aussi en son centre un trou noir supermassif, des millions à des milliards de fois plus lourd. Le nôtre, Sagittarius A*, pèse environ 4,3 millions de masses solaires : les astronomes l'ont pesé en suivant, depuis plus de trente ans, les étoiles qui tournent autour de lui. Comment de tels géants ont pu devenir si massifs, si tôt dans l'histoire de l'Univers, reste une question ouverte.
Les trous noirs forment deux grandes familles : les trous noirs stellaires, laissés par des étoiles mourantes, et les trous noirs supermassifs, au centre des galaxies.
- ~100 millions
- de trous noirs stellaires estimés dans la Voie lactée
- 4,3 millions
- de masses solaires pour Sagittarius A*, au cœur de notre galaxie
L'horizon des événements
Une frontière qu'on ne franchit qu'une seule fois.
Le rayon de Schwarzschild marque l'horizon des événements. Ce n'est pas une surface : un astronaute qui le traverserait n'y trouverait rien. C'est un point de non-retour. À l'extérieur, une fusée assez puissante peut encore s'échapper. À l'intérieur, tous les chemins possibles, même ceux de la lumière, s'enfoncent toujours plus loin.
On peut se le représenter comme une rivière. L'espace s'écoule vers le trou noir comme l'eau vers une cascade, de plus en plus vite, et la lumière y nage à la vitesse de la lumière. Loin du trou, le courant est faible et la lumière s'éloigne sans peine. À l'horizon, le courant atteint la vitesse de la lumière, et la lumière dirigée vers l'extérieur fait du surplace. À l'intérieur, le courant l'emporte toujours.
Le temps raconte la même histoire. Vue de loin, une horloge qui tombe bat de plus en plus lentement à l'approche de l'horizon, et sa lumière devient toujours plus rouge et plus faible, jusqu'à disparaître, comme figée au bord. L'astronaute qui la tient ne remarque rien de tout cela et franchit l'horizon en un temps fini.
Près d'une masse, les horloges ralentissent d'un facteur qui tombe à zéro à l'horizon.
La sphère de photons et l'ombre
La lumière peut tourner autour d'un trou noir, et cela creuse un trou dans le ciel.
À une fois et demie le rayon de Schwarzschild, la gravité courbe la lumière en cercle. C'est la sphère de photons. Cette orbite est instable, comme un crayon en équilibre sur sa pointe : la moindre poussée fait plonger la lumière en spirale ou l'envoie au loin. Si vous pouviez vous y tenir, vous verriez l'arrière de votre propre tête.
La lumière qui arrive de loin en visant à moins d'une certaine distance critique du centre passe sous la sphère de photons et est engloutie. Vus de l'extérieur, tous ces rayons manquants forment un disque sombre : l'ombre du trou noir. La gravité l'agrandit, si bien qu'elle est environ 2,6 fois plus large que l'horizon lui-même. La lumière qui le manque de peu fait le tour du trou au passage et s'accumule en un fin anneau brillant au bord de l'ombre.
En 2019, l'Event Horizon Telescope, un réseau de radiotélescopes aussi vaste que la Terre, a photographié l'ombre du trou noir M87*, à 55 millions d'années-lumière. En 2022, il a fait de même pour Sagittarius A* : vu de la Terre, son anneau paraît aussi grand qu'un donut posé sur la Lune.
La sphère de photons se situe à 1,5 rs. L'ombre qu'elle dessine sur le ciel a un rayon d'environ 2,6 rs.
Le disque d'accrétion
Les trous noirs sont invisibles. Le gaz qui y tombe compte parmi les objets les plus lumineux de l'Univers.
À lui seul, un trou noir n'émet aucune lumière. Ce que l'on voit, c'est la matière en train d'y tomber. Le gaz venu d'une étoile compagne ou du centre encombré d'une galaxie ne peut pas y tomber tout droit : comme l'eau qui tourbillonne au-dessus d'une bonde, il garde son mouvement latéral et s'organise en un disque plat qui tourne.
Le disque intérieur tourne bien plus vite que le disque extérieur, si bien que les anneaux de gaz voisins glissent les uns contre les autres. Des champs magnétiques enchevêtrés agissent comme un frottement : ils chauffent le gaz à des millions de degrés et le laissent descendre lentement en spirale. Au bord intérieur, il file à la moitié de la vitesse de la lumière.
Ce bord intérieur est la dernière orbite circulaire stable, ou ISCO : trois fois le rayon de Schwarzschild pour un trou noir qui ne tourne pas. Plus près, aucune orbite n'est stable, et le gaz plonge dans l'horizon. Avant d'y arriver, il a converti environ 6 % de sa masse en lumière, et jusqu'à 30 % environ autour d'un trou noir en rotation rapide. La fusion nucléaire n'atteint que 0,7 %. Voilà pourquoi les quasars, alimentés par des trous noirs supermassifs, éclipsent leur galaxie tout entière.
Les orbites intérieures sont plus rapides que les extérieures, tout comme Mercure va plus vite que Neptune. Le frottement entre elles chauffe le gaz et lui soutire son énergie.
- 6 à 30 %
- de la masse du gaz convertie en lumière
- 0,7 %
- pour la fusion nucléaire au cœur du Soleil
Pourquoi le disque passe par-dessus
La silhouette célèbre du trou noir d'Interstellar vient de la gravité, qui agit comme une lentille.
Sans gravité, un disque entourant une boule, vu de profil, ressemblerait à une ellipse aplatie dont la moitié arrière serait cachée par la boule. Un trou noir courbe la lumière de cette moitié arrière sur son chemin vers nous. La lumière qui quitte le dessus du disque arrière est déviée vers le haut, par-dessus l'ombre ; celle de sa face inférieure passe en dessous. On voit donc l'arrière du disque deux fois : en une arche au-dessus, et en une arche plus fine en dessous.
Le disque lui-même n'est pas courbé du tout : il est plat et mince. Seule la lumière l'est. Changez de point de vue, et l'image change avec lui : vue d'en haut, la partie arrière du disque s'enroule en un anneau tout autour de l'ombre.
Un trou noir est une lentille : il vous montre ce qui se trouve derrière lui, étiré, agrandi et souvent plus d'une fois.
Un côté brille davantage
Le gaz lancé à toute allure projette sa lumière vers l'avant, et la gravité lui soutire son énergie.
Près de son bord intérieur, le disque se déplace à une bonne fraction de la vitesse de la lumière : d'un côté vers nous, de l'autre en s'éloignant. La relativité donne à cela une importance énorme. La lumière du côté qui s'approche est décalée vers le bleu et concentrée en un faisceau dirigé vers l'avant : elle paraît bien plus brillante ; le côté qui s'éloigne paraît plus rouge et plus sombre. La luminosité varie à peu près comme la puissance quatre du facteur Doppler : un petit changement de couleur entraîne donc un grand changement de luminosité.
En plus de cela, la lumière qui s'arrache à la gravité du trou noir perd de l'énergie et se décale vers le rouge : c'est le décalage vers le rouge gravitationnel. Le gaz le plus proche du centre, le plus chaud de tous, paraît plus froid et plus sombre qu'il ne l'est réellement.
Interstellar a laissé tout cela de côté. Ses créateurs ont gardé un disque symétrique pour ne pas dérouter le public avec un trou noir bancal. La simulation permet les deux : son mode cinéma garde une teinte unique, tandis que son mode physique décale chaque partie du disque selon sa propre température de corps noir.
Ce que l'on voit dépend de la vitesse de la source et de sa profondeur dans le champ de gravité. Les deux se combinent en un seul facteur de décalage g.
La rotation
Les vrais trous noirs tournent, et entraînent l'espace-temps avec eux.
Les étoiles tournent sur elles-mêmes, et un cœur qui s'effondre tourne de plus en plus vite, comme un patineur qui ramène les bras contre lui. Le trou noir conserve cette rotation. En 1963, Roy Kerr a trouvé la solution exacte d'un trou noir en rotation. Le trou noir d'Interstellar, comme celui de ces simulations, est précisément un trou noir en rotation de ce type.
Un trou noir en rotation entraîne l'espace avec lui : c'est l'entraînement des référentiels. Tout près, cet entraînement est si fort que rien ne peut rester immobile : dans l'ergosphère, même une fusée à pleine poussée est emportée dans le sens de la rotation. L'horizon rétrécit, et le gaz qui orbite dans le même sens que la rotation peut s'approcher bien plus près avant de plonger : le disque s'avance plus près du trou et chauffe davantage.
La rotation modifie aussi l'ombre. La lumière qui passe du côté qui tourne vers nous est portée par le mouvement et peut s'approcher davantage, tandis que celle de l'autre côté est freinée. À rotation élevée, un bord de l'ombre s'aplatit et toute l'ombre se décale sur le côté.
Le spin se mesure par a/M, de 0 (aucune rotation) à 1 (la rotation la plus rapide possible). Selon la théorie, les trous noirs réels plafonnent vers 0,998.
La spaghettification
Tombez les pieds en avant, et la gravité tirera plus fort sur vos pieds que sur votre tête.
La gravité s'affaiblit avec la distance : elle tire donc toujours un peu plus fort sur l'extrémité proche d'un objet que sur son extrémité éloignée. Sur Terre, à l'échelle de votre corps, la différence est bien trop faible pour être perçue ; à l'échelle de la Terre, celle due à la Lune soulève les marées océaniques. Près d'un trou noir, elle devient énorme : un astronaute qui tombe est étiré de la tête aux pieds et comprimé sur les côtés, comme un spaghetti.
Étonnamment, ce sont les petits trous noirs qui sont dangereux. Si vous tombiez dans un trou noir de 10 masses solaires, la différence d'attraction entre vos pieds et votre tête atteindrait vingt millions de g à l'horizon : vous seriez mis en pièces des centaines de kilomètres avant de l'atteindre. Pour Sagittarius A*, cette différence à l'horizon est d'environ un dix-millième de g. Vous le franchiriez sans rien sentir.
Les étoiles connaissent le même sort. Quand l'une d'elles s'aventure trop près d'un trou noir supermassif, elle est étirée en un long courant de gaz, dont une partie tombe dans le trou en allumant un sursaut de lumière qui dure des mois : un événement de rupture par effet de marée.
L'étirement croît comme l'inverse du cube de la distance. À l'horizon, il décroît comme le carré de la masse.
- 20 000 000 g
- à l'horizon d'un trou noir de 10 masses solaires
- 0,0001 g
- à l'horizon de Sagittarius A*
Les trous noirs sont-ils éternels ?
Presque. La mécanique quantique leur permet de briller, très faiblement.
En 1974, Stephen Hawking a montré que des effets quantiques près de l'horizon donnent au trou noir une faible lueur thermique : il perd lentement de la masse. Plus un trou noir est gros, plus il est froid. Un trou noir de la masse du Soleil aurait une température d'environ 60 milliardièmes de degré au-dessus du zéro absolu, bien moins que les 2,7 K du rayonnement fossile du Big Bang. Aujourd'hui, tous les trous noirs connus absorbent donc plus d'énergie qu'ils n'en rayonnent, et grossissent.
Ce n'est que dans un futur très lointain, une fois l'Univers devenu plus froid qu'eux, qu'ils commenceront à rétrécir. Un trou noir d'une masse solaire mettrait environ 10⁶⁷ ans à s'évaporer ; les plus gros, environ 10¹⁰⁰ ans. Le rayonnement de Hawking n'a jamais été observé, mais il reste l'un de nos indices les plus précieux sur la manière dont la gravité et la mécanique quantique s'accordent.
La température d'un trou noir est inversement proportionnelle à sa masse : plus il est petit, plus il est chaud.
- 60 nK
- température d'un trou noir d'une masse solaire
- 2,7 K
- température du fond diffus cosmologique
- 10⁶⁷ ans
- pour qu'un trou noir d'une masse solaire s'évapore
Suivre la lumière
Pour dessiner un trou noir, il faut savoir d'où vient chaque rayon de lumière qui atteint votre œil. Dans un espace plat, c'est facile, car la lumière se propage en ligne droite. Près d'un trou noir, elle suit les trajectoires courbes des leçons ci-dessus : le dessiner devient alors un calcul.
La lumière à rebours
Le lancer de rayons suit la lumière à l'envers. Depuis la caméra, un rayon par pixel est lancé dans la scène et avance pas à pas à travers la géométrie courbe. S'il franchit l'horizon, le pixel est noir. S'il traverse le disque, il prend l'éclat du disque, décalé par l'effet Doppler et par la gravité. S'il s'échappe, il prend la couleur du ciel dans la direction où il finit par s'en aller.
Près du Soleil, la déviation est infime : 1,75 seconde d'arc pour la lumière d'une étoile qui frôle son bord, soit environ un demi-millième de degré. Près d'un trou noir, elle façonne tout ce que vous voyez.
Les rayons issus de la caméra, vus de côté. Visez près du trou et la lumière est capturée : elle forme l'ombre. Visez un peu plus large et elle est courbée par-dessus, révélant l'arrière du disque.
Atteindre le temps réel
Suivre la lumière à travers l'espace-temps courbe coûte cher en calcul ; le travail est donc partagé : la partie difficile est faite une seule fois, et tout ce qui bouge ne coûte presque rien. C'est ce qui permet à ces simulations de tourner en 4K dans un simple onglet de navigateur.
- 01Tracer
Pour chacun des 8,3 millions de pixels d'une image 4K, un rayon lumineux est intégré à rebours à travers l'espace-temps courbe avec un solveur de Runge–Kutta d'ordre 4, jusqu'à ce qu'il tombe dans le trou, traverse le disque ou s'échappe. Sur un GPU récent, l'image entière prend environ une seconde.
- 02Stocker
Le résultat est stocké sous forme de carte des rayons : d'où vient la lumière de chaque pixel. Le trou de ver et la chute dans le trou noir vont plus loin : grâce à leur symétrie, tous les rayons possibles tiennent dans une seule table, calculée une fois pour toutes.
- 03Colorer
Chaque image se contente ensuite de consulter des tables : la position du disque pendant sa rotation, son décalage Doppler et gravitationnel, et la couleur d'un corps noir à cette température, tirée de tables spectrales précalculées.
- 04Exposer
La lumière est conservée en grande plage dynamique (HDR), des étoiles les plus pâles au disque intérieur éblouissant, puis dotée d'un halo et ramenée à l'écran par mappage tonal, comme sur une pellicule. Les étoiles proviennent de la carte HDR 16K de la Voie lactée publiée par la NASA.
Les simulations
Quatre expériences à explorer en vol libre. Chacune tourne en direct dans votre navigateur, jusqu'en 4K ; chaque réglage peut être modifié, et chaque vue partagée sous forme de lien.
Le trou noir
La masse d'une étoile, repliée si étroitement que même la lumière ne s'en échappe pas.
Gargantua, le trou noir d'Interstellar, est un trou noir en rotation. La masse courbe l'espace-temps, et la lumière, qui suit toujours le chemin le plus droit possible, épouse cette courbure. Près du trou, la déviation est si forte que la lumière peut tourner autour, faire une boucle derrière lui ou y tomber pour de bon.
Chaque pixel est ici un rayon de lumière suivi à rebours depuis la caméra, à travers l'espace-temps courbé autour du trou. Si le rayon franchit l'horizon des événements, le pixel est noir : c'est l'ombre. S'il traverse le fin disque de gaz chaud qui tourne autour du trou, il en capte l'éclat, modifié en couleur et en luminosité par la vitesse du gaz et par la gravité elle-même.
Ouvrir la simulation →- L'ombre
- L'ensemble des directions d'où aucune lumière ne peut vous parvenir. Elle est environ deux fois et demie plus large que l'horizon des événements, car la lumière qui passe près du trou est elle aussi capturée.
- L'arche du dessus
- La partie du disque située derrière le trou. Sa lumière est déviée vers le haut, par-dessus l'ombre, si bien que le disque semble s'enrouler autour.
- L'anneau fin
- Une lumière qui a frôlé la sphère de photons et fait le tour du trou avant de s'échapper. Chaque tour de plus donne une image plus fine et plus pâle.
- Un côté plus brillant
- D'un côté, le gaz fonce vers vous à une fraction notable de la vitesse de la lumière. La focalisation relativiste projette sa lumière vers l'avant : le côté qui s'approche éclipse celui qui s'éloigne.
Plongée dans le trou noir
Ce que vous verriez vraiment lors d'un aller simple à travers l'horizon des événements.
Que verriez-vous en tombant dans un trou noir ? Autour d'un trou noir, l'espace s'écoule vers l'intérieur comme une rivière, d'autant plus vite qu'il s'en approche, et à l'horizon il s'écoule à la vitesse de la lumière. Lâché de très loin, vous êtes emporté par ce courant, si bien que vous franchissez l'horizon sans rien sentir. Rien ne marque la frontière. Ce n'est qu'ensuite que tous les chemins mènent à la singularité.
Ici, la caméra tombe tout droit dans un trou noir sans rotation. Comme le trou est parfaitement rond, le trajet d'un rayon lumineux ne dépend que de votre distance et de l'angle sous lequel vous regardez : chaque rayon possible est donc calculé une seule fois et rangé dans une table. Votre chute modifie aussi les couleurs que vous voyez : la lumière venue d'en dessous est décalée vers le bleu et celle venue d'en haut vers le rouge, d'une quantité qui combine la gravité et votre propre vitesse.
Ouvrir la simulation →- La région noire en dessous
- L'ensemble des directions d'où aucune lumière ne peut vous parvenir. Elle s'agrandit pendant la chute, et pourtant, quand vous franchissez l'horizon, elle ne couvre qu'un cercle d'environ 84° de diamètre. L'horizon semble toujours se trouver plus loin devant vous.
- L'anneau à son bord
- Une lumière qui a frôlé la sphère de photons, à une fois et demie le rayon de l'horizon. Vous tombez vers elle : elle est donc décalée vers le bleu, en une lueur d'un blanc bleuté.
- À l'intérieur
- La singularité n'est plus un lieu sous vos pieds, mais un moment de votre avenir. Lâché de très loin, vous l'atteignez 4GM/3c³ après avoir franchi l'horizon, selon votre propre montre : environ 28 secondes pour Sagittarius A*.
- La dernière vue
- Près de la singularité, le ciel au-dessus de vous s'assombrit en un rouge profond, tandis que la lumière venue des côtés se resserre autour de vous en une fine bande d'un bleu intense.
- En vol stationnaire
- Quelqu'un qui se maintient juste au-dessus de l'horizon grâce à une fusée puissante voit tout autre chose : tout l'Univers extérieur comprimé en un petit cercle au-dessus de sa tête, éclatant et décalé vers le bleu.
Le trou de ver
Un tunnel à travers l'espace-temps, comme une boule de cristal ouverte sur une autre galaxie.
Un trou de ver relie deux régions éloignées de l'espace par un raccourci. Celui d'Interstellar, conçu avec le physicien Kip Thorne, est un tunnel lisse à symétrie sphérique, décrit par trois nombres : le rayon de sa gorge ρ, la longueur de la gorge 2a et une largeur de lentille fixée par M.
Vu de l'extérieur, il ressemble à une sphère. La lumière qui traverse le tunnel apporte la vue de l'autre côté : une autre galaxie apparaît donc à l'intérieur, tandis que la lumière qui frôle l'embouchure dessine des anneaux du ciel situé derrière vous. Comme la forme est très symétrique, le sort d'un rayon lumineux ne dépend que de deux nombres : chaque rayon possible est donc intégré une seule fois dans une table, et la caméra peut traverser le trou de ver de part en part.
Ouvrir la simulation →- La sphère
- L'embouchure du trou de ver. À l'intérieur, vous voyez le ciel de l'autre côté, déformé par la gorge comme par une lentille.
- Les anneaux autour
- La lumière de votre propre ciel, courbée autour de l'embouchure. Plus on s'approche du bord, plus elle a fait de tours.
- Dans la gorge
- Les parois montrent les deux ciels, étirés le long du tunnel. La caméra se tourne vers elles pendant la traversée.
- Regard en arrière
- De l'autre côté, c'est votre galaxie d'origine qui apparaît dans la sphère.
Près de la vitesse de la lumière
Filez vers le centre de la Voie lactée et regardez le ciel se resserrer devant vous.
Rien de ce qui a une masse ne peut atteindre la vitesse de la lumière, mais on peut s'en approcher autant qu'on veut. Le ciel change alors de trois façons à la fois. L'aberration resserre la vue vers l'avant, comme la pluie qui semble tomber en biais vers vous quand vous courez. L'effet Doppler décale la lumière de devant vers le bleu et celle de derrière vers le rouge. Et la focalisation rend la vue de devant plus brillante et celle de derrière plus sombre.
Ici, la vitesse est réglée par la rapidité η, votre vitesse valant v = c·tanh η. Les rapidités s'additionnent simplement : des pas égaux du curseur correspondent à des poussées égales du moteur, même quand v se rapproche toujours plus de c. Le temps du vaisseau et celui de la galaxie sont comptés séparément : à grande vitesse, des années s'écoulent chez vous pour chaque seconde à bord.
Ouvrir la simulation →- Le cône brillant devant
- La lumière des étoiles venue de toutes parts se resserre vers l'avant. À 0,99c, tout ce qui se trouvait devant vous tient dans un cercle de 16° de diamètre seulement.
- Décalage des couleurs
- Les étoiles de devant sont décalées vers le bleu et celles de derrière vers le rouge, selon le facteur Doppler D.
- L'obscurité derrière
- La focalisation assombrit tellement la vue derrière vous qu'à grande vitesse, le ciel y disparaît presque.
- Étoiles qui défilent
- Un champ 3D d'étoiles proches défile avec une vraie parallaxe, étiré par la même aberration.
Petit lexique
- Rayon de Schwarzschild
- La taille à laquelle une masse doit être comprimée pour devenir un trou noir : rₛ = 2GM/c², soit environ 3 km par masse solaire.
- Horizon des événements
- La frontière d'un trou noir. Rien de ce qui se trouve à l'intérieur, pas même la lumière, ne peut jamais en sortir.
- Singularité
- Le point où la relativité générale prédit une densité infinie, au centre d'un trou noir. Il marque très probablement la limite de la théorie, et non un véritable infini.
- Sphère de photons
- Le rayon auquel la lumière peut tourner en cercle autour d'un trou noir. Cette orbite est instable : la moindre poussée envoie la lumière vers l'intérieur ou vers l'extérieur.
- Ombre
- La tache sombre qu'un trou noir dessine sur le ciel : l'ensemble des directions d'où aucune lumière ne vous parvient. Elle est environ 2,6 fois plus large que l'horizon.
- Disque d'accrétion
- Un disque plat de gaz qui tombe en spirale vers un trou noir, chauffé par frottement jusqu'à briller.
- ISCO
- La dernière orbite circulaire stable (innermost stable circular orbit) : l'orbite la plus proche possible avant que le gaz ne plonge. La rotation la rapproche du trou pour le gaz qui tourne dans le même sens.
- Entraînement des référentiels
- Une masse en rotation entraîne l'espace-temps avec elle : près d'un trou noir en rotation, rien ne peut rester immobile.
- Ergosphère
- La région située juste à l'extérieur de l'horizon d'un trou noir en rotation, où l'entraînement des référentiels est si fort que rien ne peut rester immobile.
- Spaghettification
- L'étirement d'un objet qui tombe sous l'effet des forces de marée : la gravité tire plus fort sur son extrémité proche que sur son extrémité éloignée.
- Rayonnement de Hawking
- La faible lueur thermique que les effets quantiques devraient donner à tout trou noir, et qui le fait lentement s'évaporer.
- Lentille gravitationnelle
- La déviation de la lumière par la masse. Elle agrandit, déforme et démultiplie tout ce qui se trouve derrière.
- Décalage vers le rouge gravitationnel
- La lumière qui s'extrait d'un puits de gravité perd de l'énergie et se décale vers le rouge.
- Focalisation relativiste
- Une source qui s'approche de vous paraît plus brillante, et une source qui s'éloigne plus sombre, bien au-delà de l'effet Doppler ordinaire.
- Chute libre
- Un mouvement soumis à la seule gravité, sans fusée ni sol pour s'y opposer. Un observateur en chute libre se sent en apesanteur, et franchit l'horizon d'un trou noir sans s'en apercevoir.
- Pont d'Einstein-Rosen
- Dans le trou noir idéalisé et éternel, un tunnel vers un second univers. Il se referme trop vite pour que quoi que ce soit le traverse, et les vrais trous noirs, nés de l'effondrement d'étoiles, n'en ont pas.
- Gorge
- La partie la plus étroite d'un trou de ver, là où ses sphères ont leur plus petit rayon ρ.
- Rapidité
- Une mesure de la vitesse qui s'additionne simplement : deux poussées de η₁ et η₂ donnent η₁ + η₂, tandis que la vitesse tanh η n'atteint jamais c.
- Aberration
- Le changement de direction apparente de la lumière dû à votre propre mouvement.