Qu'est-ce qu'un Trou noir en rotation ?

La rotation fait quelque chose qu'aucune autre propriété d'un trou noir ne fait : elle entraîne l'espace-temps lui-même avec elle. De près, cet entraînement devient total. Il existe une région hors de l'horizon — l'ergosphère, bornée par une surface aplatie qui touche l'horizon aux pôles et se renfle à l'équateur — dans laquelle rester immobile n'est pas seulement difficile mais impossible, car tenir sa position contre la rotation de l'espace exigerait d'aller plus vite que la lumière. Tout ce qui y entre est contraint d'orbiter.

Cela a une conséquence que Roger Penrose a repérée en 1969, et elle est remarquable. Envoyez un objet dans l'ergosphère et coupez-le en deux, en laissant une moitié franchir l'horizon sur une orbite rétrograde ; l'autre moitié ressort avec plus d'énergie que l'ensemble n'en avait en entrant. La différence est payée par le trou noir, qui ralentit légèrement. Jusqu'à 29 % de la masse d'un trou noir en rotation maximale est stockée sous forme d'énergie de rotation et peut, en principe, en être extraite. C'est la source d'énergie la plus efficace que permette la relativité générale, et c'est elle qui alimente les jets des quasars et des blazars.

La scène rend la rotation visible de trois façons, toutes issues de l'intégrateur et non dessinées. L'ombre n'est pas un cercle : la lumière qui tourne dans le sens du trou est emportée plus loin que celle qui lutte contre la rotation, si bien qu'un côté s'aplatit et que toute la silhouette se décale de l'axe optique d'environ un cinquième de son propre rayon — la valeur que prédit la théorie de Kerr pour ce spin et cet angle de vue. L'orbite stable la plus interne s'est effondrée presque sur l'horizon : le disque commence donc bien plus près et vire au blanc-bleu au lieu de l'orange. Et l'ergosphère est tracée comme une fine peau turquoise, si bien que la région où rien ne peut être immobile a un bord que l'on voit.