De tels objets ne peuvent ni émettre, ni diffuser lalumière et sont doncnoirs, ce qui en astronomie revient à dire qu'ils sont optiquement invisibles. Toutefois, plusieurstechniques d’observation indirecte dans différenteslongueurs d'onde ont été mises au point et permettent d’étudier de nombreux phénomènes qu’ils induisent. En particulier, lamatière happée par un trou noir est chauffée à destempératures très élevées dans ledisque d'accrétion et émet une quantité importante derayons X, avant d’être « absorbée ».
Image simulée d’untrou noir stellaire qu'un observateur situé à une dizaine de kilomètres (neuf fois le rayon du trou noir) verrait et dont l’image se dessine en direction duGrand Nuage de Magellan[a].
Un trou noir (simulation) de dixmasses solaires depuis un point de vue situé à une distance de 600 km. En arrière plan laVoie Lactée
Un trou noir est un objet astrophysique dont larelativité générale dit qu'il est provoqué par unemasse suffisamment concentrée pour qu'elle ne cesse de s'effondrer sur elle-même du fait de sa propregravitation, arrivant même à se concentrer en un point appelésingularité gravitationnelle. Les effets de la concentration de cette masse permettent de définir unesphère, appeléel'horizon des événements du trou noir, dont aucun rayonnement eta fortiori aucune matière ne peut s’échapper[1],[2]. En effet, sa masse est telle que même lalumière et sesphotons ne peut échapper à son attraction gravitationnelle et parvenir à notrerétine (ou tout appareil d'observation). Lavitesse de libération d'un trou noir n'étant pas atteignable par la lumière dont la vitesse est uneconstante physique indépassable, on convient qu'il est impossible d'échapper à l'attraction gravitationnelle d'un trou noir[3]. Cette sphère est centrée sur la singularité et sonrayon ne dépend que de la masse centrale ; elle représente en quelque sorte l’extension spatiale du trou noir. À proximité de cette sphère, les effets gravitationnels sont observables et extrêmes.
Le rayon d'un trou noir est proportionnel à sa masse : environ 3 km parmasse solaire pour untrou noir de Schwarzschild. À une distance interstellaire (en millions de kilomètres), un trou noir n’exerce pas plus d’attraction que n’importe quel autre corps de même masse ; il ne s’agit donc pas d’un« aspirateur » irrésistible. Par exemple, si leSoleil se trouvait remplacé par un trou noir de même masse, lesorbites des corps tournant autour (planètes et autres) resteraient pour l'essentiel inchangées (seuls les passages à proximité de l'horizon induiraient un changement notable). Il existe plusieurs sortes de trous noirs. Lorsqu’ils se forment à la suite de l’effondrement gravitationnel d’uneétoile massive, on parle detrou noir stellaire, dont la masse équivaut à quelquesmasses solaires. Ceux qui se trouvent au centre desgalaxies possèdent une masse bien plus importante pouvant atteindre plusieurs milliards de fois celle duSoleil ; on parle alors detrou noir supermassif (ou trou noir galactique). Entre ces deux échelles de masse, il existerait destrous noirs intermédiaires avec une masse de quelques milliers demasses solaires. Des trous noirs de masse bien plus faible, formés au début de l’histoire de l’Univers, peu après leBig Bang, sont aussi envisagés et sont appeléstrous noirs primordiaux. Leur existence n’est, à l’heure actuelle, pas confirmée.
Il est par définition impossible d’observer directement un trou noir. Il est cependant possible de déduire sa présence de son action gravitationnelle : soit par les effets sur les trajectoires des étoiles proches ; soit au sein desmicroquasars et desnoyaux actifs de galaxies, où de la matière, située à proximité, tombant sur le trou noir va se trouver considérablement chauffée et émettre un fortrayonnement X. Les observations permettent ainsi de déceler l’existence d’objets massifs et de très petite taille. Les seuls objets correspondant à ces observations et entrant dans le cadre de larelativité générale sont les trous noirs.
Le français « trou noir » estattesté dès[4]. C'est uncalque[5] de l'anglaisblack hole, expression attestée dès. Sa plus ancienne occurrence connue se trouve dans un article de la journaliste américaineAnn E. Ewing paru dansThe Sciences News Letters le[6],[7],[8],[9]. SelonHong-Yee Chiu, un astrophysicien américain qui travaillait sur le sujet dans les années 1960, etMarcia Bartusiak, journaliste scientifique qui a recherché l'histoire du terme, le nom viendrait de la prisonTrou Noir de Calcutta[10],[7]. Auparavant, on utilisait les termes de « corps de Schwarzschild » ou d’« astre occlus ». Il a rencontré des réticences dans certaines communautés linguistiques, notamment francophones et russophones, qui le jugeaient quelque peu inconvenant[11].
Le concept de trou noir a émergé à la fin duXVIIIe siècle dans le cadre de lagravitation universelle d’Isaac Newton. La question était de savoir s’il existait des objets dont la masse était suffisamment grande pour que leurvitesse de libération soit plus grande que lavitesse de la lumière. Cependant, ce n’est qu’au début duXXe siècle et avec l’avènement de larelativité générale d’Albert Einstein que le concept de trou noir devient plus qu’une curiosité. En effet, peu après la publication des travaux d’Einstein, une solution de l’équation d’Einstein est publiée parKarl Schwarzschild, à partir de laquelle l'existence durayon de Schwarzschild et les caractéristiques mathématiques de l'espaceintérieur suscitent beaucoup d'interrogations, et tout cela ne sera mieux compris qu'avec la découverte d'autres solutions exactes (métrique de Lemaître en 1938,métrique de Kruskal-Szekeres en 1960).Robert Oppenheimer en 1939 est un des premiers physiciens à interpréter ces résultats comme la possible existence de ce que l'on appelle aujourd'hui un trou noir (nommé plutôtcollapse gravitationnel à l'époque)[12]. Les travaux fondamentaux sur les trous noirs remontent aux années 1960, précédant de peu les premières indications observationnelles solides en faveur de leur existence. La première « observation »[13],[14] d’un objet contenant un trou noir fut celle de la source derayons XCygnus X-1 par lesatelliteUhuru en1971.
Un trou noir est un objet astrophysique qui se caractérise par le fait qu’il est très difficile à observer directement, et que sa région centrale ne peut être décrite de façon satisfaisante par les théories physiques en leur état du début duXXIe siècle, car elle abrite unesingularité gravitationnelle. Cette dernière ne peut être décrite que dans le cadre d’une théorie de lagravité quantique, manquante à ce jour[b]. En revanche, on sait parfaitement décrire les conditions physiques qui règnent dans son voisinage immédiat, de même que son influence sur son environnement, ce qui permet de les détecter par diverses méthodes indirectes.
Par ailleurs, les trous noirs sont étonnants en ce qu’ils sont décrits par un très petit nombre de paramètres. En effet, leur description, dans l’univers dans lequel nous vivons, ne dépend que de trois paramètres : lamasse, lacharge électrique et lemoment cinétique. Tous les autres paramètres du trou noir (par exemple ses effets sur les corps environnants et leur étendue) sont fixés par ceux-ci. Par comparaison, la description d’une planète fait intervenir des centaines de paramètres (composition chimique, différenciation de ses éléments,convection, atmosphère, etc.). La raison pour laquelle un trou noir n’est décrit que par ces trois paramètres est connue depuis1967 : c’est lethéorème de calvitie démontré parWerner Israel. Celui-ci explique que les seulesinteractions fondamentales à longue portée étant lagravitation et l’électromagnétisme, les seules propriétés mesurables des trous noirs sont données par les paramètres décrivant ces interactions, à savoir la masse, le moment cinétique et la charge électrique.
Pour un trou noir, lamasse et lacharge électrique sont des propriétés habituelles que décrit laphysique classique (c’est-à-dire non-relativiste) : le trou noir possède unchamp gravitationnel proportionnel à sa masse et unchamp électrique proportionnel à sa charge. L’influence dumoment cinétique est en revanche spécifique à larelativité générale. Celle-ci énonce en effet qu’un corps en rotation va avoir tendance à « entraîner » l’espace-temps dans son voisinage (plus exactement, la géométrie de ce dernier décrit une convergence gravitationnelle dans le sens de rotation du corps massif). Ce phénomène, difficilement observable dans lesystème solaire en raison de son extrême faiblesse pour des astres non compacts, est connu sous le nom d’effet Lense-Thirring (aussi appeléframe dragging, en anglais)[c]. Il prend une amplitude considérable au voisinage d’un trou noir en rotation, au point qu’un observateur situé dans son voisinage immédiat serait inévitablement entraîné dans le sens de rotation du trou noir. La région où ceci se produit est appeléeergorégion.
Un trou noir possède toujours une masse non nulle. En revanche, ses deux autres caractéristiques, à savoir lemoment cinétique (hérité de celui, initial, de la matière l'ayant formé, et détectable seulement par l'effet produit sur la matière environnante) et lacharge électrique, peuvent en principe prendre des valeurs nulles (c’est-à-dire égales àzéro) ou non nulles. La combinaison de ces états permet de définir quatre types de trous noirs :
quand la charge électrique est non nulle et le moment cinétique nul, on parle detrou noir de Reissner-Nordström. Ces trous noirs ne présentent pas d’intérêt astrophysique notable, car aucun processus connu ne permet de fabriquer unobjet compact conservant durablement une charge électrique significative ; celle-ci se dissipe normalement rapidement par absorption de charges électriques opposées prises à son environnement[15]. Un trou noir de Reissner-Nordström est donc un objet théorique très improbable dans la nature ;
si le trou noir possède unmoment cinétique, mais n’a pas de charge électrique, on parle detrou noir de Kerr, du nom dumathématiciennéo-zélandaisRoy Kerr qui a trouvé la formule décrivant ces objets en1963. Contrairement aux trous noirs de Reissner-Nordström et de Schwarzschild, les trous noirs de Kerr présentent un intérêt astrophysique considérable, car les modèles de formation et d’évolution des trous noirs indiquent que ceux-ci ont tendance à absorber la matière environnante par l’intermédiaire d’undisque d’accrétion dans lequel la matière tombe en spiralant toujours dans le même sens dans le trou noir. Ainsi, la matière communique dumoment cinétique au trou noir qui l’engloutit. Les trous noirs de Kerr sont donc les seuls que l’on s’attend réellement à rencontrer enastronomie. Cependant, il reste possible qu'il existe des trous noirs à moment cinétique très faible, s’apparentant en pratique à des trous noirs de Schwarzschild ;
la version électriquement chargée du trou noir de Kerr, dotée comme lui d’une rotation, est connue sous le nom detrou noir de Kerr-Newman et ne présente comme le trou noir de Reissner-Nordström ou celui de Schwarzschild que peu d’intérêt astrophysique étant donné sa très faible probabilité.
Les quatre types théoriques de trous noirs en fonction dumoment cinétique (J) et de lacharge électrique (Q). Lamasse (M) est toujours strictement positive.
D’un point de vue théorique, il peut exister d’autres types de trous noirs avec des propriétés différentes. Par exemple, il existe un analogue du trou noir de Reissner-Nordström, mais en remplaçant lacharge électrique par une charge magnétique, c’est-à-dire créée par desmonopôles magnétiques, dont l’existence reste extrêmement hypothétique à ce jour. On peut de même généraliser le concept de trou noir à des espaces comprenant plus detrois dimensions. Ceci permet d’exhiber des types de trous noirs ayant des propriétés parfois différentes de celles des trous noirs présentés ci-dessus[d].
L’existence des trous noirs est envisagée dès leXVIIIe siècle indépendamment parJohn Michell[16] etPierre-Simon de Laplace. Il s’agissait alors d’objets prédits comme suffisammentdenses pour que leurvitesse de libération soit supérieure à lavitesse de la lumière — c’est-à-dire que même la lumière ne peut vaincre leur force gravitationnelle. Plutôt qu’une telle force (qui est un concept newtonien), il est plus juste de dire que la lumière subit en fait undécalage vers le rouge infini. Ce décalage vers lerouge est d’origine gravitationnelle : la lumière perd la totalité de son énergie en essayant de sortir dupuits de potentiel d’un trou noir. Ce décalage vers le rouge est donc d’une nature quelque peu différente de celui dû à l’expansion de l’Univers, que l’on observe pour lesgalaxies lointaines et qui résulte d’une expansion d’un espace ne présentant pas de puits de potentiels très profonds. De cette caractéristique provient l’adjectif « noir », puisqu’un trou noir ne peut émettre de lumière. Ce qui est valable pour la lumière l’est aussi pour la matière : aucune particule ne peut s’échapper d’un trou noir une fois capturée par celui-ci, d’où le terme de « trou ».
La zonesphérique qui délimite la région d’oùlumière etmatière ne peuvent s’échapper est appelée « horizon des évènements ». On parle parfois de « surface » du trou noir, quoique le terme soit quelque peu impropre car il ne s’agit pas d’une surface solide ou gazeuse comme celle d’uneplanète ou d’uneétoile. Il ne s’agit pas d’une région qui présente des caractéristiques particulières : unobservateur qui franchirait l’horizon ne ressentirait rien de spécial (sinon d'éventuels violentseffets de marée). En revanche, il se rendrait compte qu’il ne pourrait plus s’échapper de cette région s’il essayait de faire demi-tour. C’est une sorte desurface de non-retour.
Un hypothétique observateur situé au voisinage de l’horizon remarquera que le temps s’écoule différemment pour lui et pour un observateur situé loin du trou noir. Si ce dernier lui envoie des signaux lumineux à intervalles réguliers (par exemple une seconde), alors l’observateur proche du trou noir recevra des signaux plus énergétiques (lafréquence des signaux lumineux sera plus élevée, conséquence dudécalage vers le bleu subi par la lumière qui tombe vers le trou noir) et les intervalles de temps séparant deux signaux consécutifs seront plus rapprochés (moins d’une seconde). Cet observateur aura donc l’impression que le temps s’écoule plus vite pour son confrère resté loin du trou noir que pour lui. À l’inverse, l’observateur resté loin du trou noir verra son collègue évoluer de plus en plus lentement, le temps chez celui-ci donnant l’impression de s’écouler plus lentement.
Si un observateur distant voit un objet tomber dans un trou noir, les deux phénomènes dedilatation du temps et dedécalage vers le rouge se combinent. Les éventuels signaux émis par l’objet sont de plus en plus rouges, de moins en moins lumineux (la lumière émise perd de plus en plus d’énergie avant d’arriver à l’observateur lointain) et de plus en plus espacés. En pratique, le nombre dephotons par unité de temps reçus par l’observateur distant décroît, jusqu’à devenir nul quand l'objet est sur l'horizon : à ce moment-là, l’objet en train de chuter dans le trou noir est devenu invisible.
Pour un observateur extérieur s’approchant de l'horizon, ce sont leseffets de marée qui deviennent importants. Ces effets, qui déterminent les déformations d’un objet (le corps d’un astronaute, par exemple) du fait des hétérogénéités duchamp gravitationnel, sont inéluctablement ressentis par un observateur s’approchant près d’un trou noir ou d’une singularité. La région où ces effets de marée deviennent importants est entièrement située dans l’horizon, pour les trous noirs supermassifs, mais empiète notablement hors de l’horizon pour des trous noirs stellaires[e]. Ainsi, un observateur s’approchant d’un trou noir stellaire serait déchiqueté avant de passer l’horizon, alors que le même observateur qui s’approcherait d’un trou noir supermassif passerait l’horizon sans encombre. Il serait tout de même inéluctablement détruit par les effets de marée en s’approchant de la singularité.
Même si aucune information ni influence causale ne peut traverser l'horizon vers l'extérieur, le trou noir est tout de même formellement considéré comme étant à l'origine du champ gravitationnel qui s'exerce sur l'extérieur. Toutefois, ce n'est pas la singularité dotée de sa masse qui est à l'origine de ce champ gravitationnel, mais c'est l'étoile juste avant son effondrement en trou noir, car les effets de l'effondrement sur le champ gravitationnel de l'étoile prennent de plus en plus de temps à se communiquer au reste de l'univers, étant donné la dilatation temporelle extrême (et même devenant infinie) quand le rayon de l'étoile diminue et approche celui de l'horizon[17]. Lethéorème de Birkhoff rend indiscernable le champ gravitationnel généré par une région ponctuelle de celui généré par une distribution sphérique de masses. Il en est de même dumoment d'inertie de l'étoile en effondrement, qui est attribuéau trou noir en rotation, etses effets sur le champ gravitationnel[18].
L'ergosphère - qui n'est pas une sphère - est une région au voisinage d'un trou noir en rotation dans laquelle il est impossible à un objet de se soustraire à l'effet d'entraînement de cette rotation.
Dernière orbite circulaire stable (ISCO pourinnermost stable circular orbit)
« Dernière orbite circulaire stable » redirige ici. Pour les autres significations, voirOrbite circulaire.
La dernière orbite circulaire stable, généralement abrégée en ISCO (pour l'anglaisInnermost stable circular orbit), est l'orbite circulaire la plus proche d'un trou noir en deçà de laquelle la matière finit inéluctablement par tomber dans le trou noir.
Pour un trou noir de Schwarzschild, le rayon de l'ISCO vaut trois fois le rayon de Schwarzschild de ce trou noir :
.
Pour un trou noir de Kerr, il varie en fonction du moment angulaire du trou noir considéré et n'est plus que de 1,6 fois le rayon de Schwarzschild pour un trou noir ayant une rotation maximale[19].
Au centre d’un trou noir se situe une région dans laquelle le champ gravitationnel et certaines distorsions de l’espace-temps (on parle plutôt decourbure de l’espace-temps) divergent à l'infini, quel que soit le changement de coordonnées[20]. Cette région s’appelle unesingularité gravitationnelle. La description de cette région est délicate dans le cadre de larelativité générale puisque celle-ci ne peut décrire que des régions où la courbure est finie.
De plus, la relativité générale est une théorie qui ne peut pas incorporer en général des effets gravitationnels d’originequantique. Le fait que la courbure tende vers l’infini est un signe que la relativité générale ne peut décrire totalement la réalité à cet endroit et qu'il est probablement nécessaire d'introduire des effets quantiques[21],[22]. Par conséquent, seule une théorie de la gravitation incorporant tous les effets quantiques (on parle alors degravitation quantique) est en mesure de décrire correctement les singularités gravitationnelles.
La description d’une singularité gravitationnelle est donc pour l’heure problématique[b]. Néanmoins, tant que celle-ci est située à l’intérieur de l'horizon du trou noir, elle ne peut influencer ce qui est à l’extérieur de cet horizon, de la même façon que de la matière située à l’intérieur de l'horizon d’un trou noir ne peut en ressortir. Ainsi, aussi mystérieuses que soient les singularités gravitationnelles, notre incapacité à les décrire, signe de l’existence de limitations de la relativité générale à décrire tous les phénomènes gravitationnels, n’empêche pas la description des trous noirs pour la partie située de notre côté de l’horizon des évènements.
Absence de singularité centrale selon d'autres théories
En, Abhay Ashtekar, Javier Olmedo, et Parampreet Singh font publier un article scientifique démontrant que, dans le cadre de la théorie de lagravitation à boucles, un trou noir n'a pas de singularité centrale, sans préciser géométriquement le devenir de la matière en ce point[23],[24],[25].
La possibilité de l’existence des trous noirs n’est pas une conséquence exclusive de larelativité générale : la quasi-totalité des autres théories de lagravitation physiquement réalistes prédisent également leur existence. Toutefois, la relativité générale, contrairement à la plupart de ces autres théories, a non seulement prédit que les trous noirspeuvent exister, mais aussi qu’ils seront formés partout où suffisamment de matière peut être compactée dans une région de l’espace. Par exemple, si l’on compressait leSoleil dans une sphère d’environtrois kilomètres de rayon (soit à peu près quatre millionièmes de sa taille), il deviendrait un trou noir. Si la Terre était compressée dans un volume de quelques millimètres cubes, elle deviendrait également un trou noir.
Enastrophysique, un trou noir peut être considéré comme le stade ultime d’uneffondrement gravitationnel. Les deux stades de la matière qui, en termes decompacité, précèdent l’état de trou noir, sont ceux atteints par exemple par lesnaines blanches et lesétoiles à neutrons. Dans le premier cas, c’est lapression de dégénérescence desélectrons qui maintient lanaine blanche dans un état d’équilibre face à la gravitation ; dans le second, c'est l’interaction forte qui maintient l’équilibre[f]. Un trou noir ne peut se former à la suite de l’effondrement d’une naine blanche : celle-ci, en s’effondrant, est le siège de réactions nucléaires qui forment desnoyaux plus lourds que ceux qui la composent[g]. Ce faisant, le dégagement d’énergie qui en résulte est suffisant pour disloquer complètement la naine blanche, qui explose ensupernova thermonucléaire (dite detypeIa).
Un trou noir se forme lorsque laforce de gravitation est suffisamment grande pour dépasser l’effet de la pression (de dégénérescence), ce qui se produit quand le rapport masse/rayon de l’astre progéniteur dépasse une certaine valeur critique. Dans ce cas, plus aucune force connue ne permet de maintenir l’équilibre et l’objet en question s’effondre complètement. En pratique, plusieurs cas de figures sont possibles : soit uneétoile à neutrons accrète de la matière issue d’une autre étoile, jusqu’à atteindre unemasse critique, soit ellefusionne avec une autre étoile à neutrons (phénomène a priori beaucoup plus rare), soit le cœur d’une étoile massive s’effondre directement en trou noir[h], dans le cas d'unesupernova à effondrement de cœur ou d'uncollapsar.
L’hypothèse de l’existence d’un état plus compact que celui d’étoiles à neutrons a été proposée dans les années 1980. Il se trouverait dans les étoiles àquarks, aussi appeléesétoiles étranges, du nom desquarks étranges entrant dans leur composition[26]. Des indications d’une possible détection indirecte de tels astres ont été obtenues depuis les années 1990, sans qu'elles aient permis de trancher la question[27]. Au-delà d’une certaine masse, ce type d’astre finirait lui aussi par s’effondrer en trou noir, seule la valeur de la masse limite se trouvant modifiée.
En 2006, on distingue quatre grandes classes de trous noirs en fonction de leur masse : les trous noirs stellaires, supermassifs, intermédiaires et primordiaux (oumicro-trous noirs). L’existence, voire l’abondance, de chaque type de trou noir est directement liée aux conditions et à la probabilité de leur formation.
Illustration de la formation de jets. Au sein d’unsystème binaire composé d’un trou noir et d’une étoile, cette dernière voit son gaz arraché et aspiré vers le trou noir. En s’approchant, le gaz engendre undisque d'accrétion qui fournit la matière dont est composé le jet.
Un trou noir de la masse duSoleil aurait undiamètre de6kilomètres[28]. Les trous noirs stellaires ont une masse d’au moins troismasses solaires. Ils naissent à la suite de l’effondrement gravitationnel du résidu des étoiles massives. En effet, lorsque la combustion par lesréactions thermonucléaires dans le cœur de l’étoile massive se termine, faute de carburant, unesupernova se produit. Cette dernière peut laisser derrière elle un cœur qui continue à s’effondrer rapidement. Une étoile de masse nominale (avant sa perte de matière en fin de vie) de 20 masses solaires a 40 % de chances de s'effondrer en trou noir, tandis qu'une étoile de 40 masses solaires tend vers 100 % de chances[29].
En1939,Robert Oppenheimer a montré que si ce cœur a une masse supérieure à une certaine limite, appeléelimite d’Oppenheimer-Volkoff et égale à environ3,3 masses solaires, la force gravitationnelle l’emporte définitivement sur toutes les autres forces et un trou noir se forme[30],[31].
L’effondrement vers un trou noir est susceptible d’émettre desondes gravitationnelles, qui sont détectées avec des instruments tels que l'interféromètre Virgo et les deux interféromètres deLIGO. Dans les années 2020, les trous noirs stellaires sont observés dans lesbinaires X et lesmicroquasars et sont parfois responsables de l’apparition dejets tels que ceux observés dans certainsnoyaux actifs de galaxies.
Le jet émis depuis le centre de la galaxieM87 est probablement dû à la présence deM87*,trou noir supermassif dont la masse est estimée à6,8 milliards demasses solaires[32],[33]. Seul un côté du jet est visible, celui dirigé vers nous, qui apparaît bien plus brillant que le contre-jet, car sa luminosité est considérablement augmentée par l’effet dedécalage vers le bleu, alors que le contre-jet subit undécalage vers le rouge.
Les trous noirs supermassifs ont une masse comprise entre quelques millions et quelques milliards de masses solaires. Ils se trouvent au centre desgalaxies et leur présence provoque parfois l’apparition dejets et durayonnement X. Les noyaux de galaxies, qui sont ainsi plus lumineux qu’une simple superposition d’étoiles, sont alors appelésnoyaux actifs de galaxies.
Notre galaxie, laVoie lactée, contient un tel trou noir (Sagittarius A*), ainsi qu’il a été démontré par l’observation des mouvements extrêmement rapides des étoiles qui en sont proches[34]. En particulier, l'étoile S2 a pu être observée lors d’une révolution complète autour d’un objet sombre non détecté en moins de onze ans. L’orbite elliptique de cette étoile l’a amenée à moins de vingtunités astronomiques de cet objet (soit une distance de l’ordre de celleUranus-Soleil) et la vitesse à laquelle l’orbite est parcourue permet d’assigner une masse d’environ2,3 millions de masses solaires pour l’objet sombre autour duquel elle gravite. Aucun modèle autre que celui d’un trou noir ne permet de rendre compte d’une telle concentration de matière dans un volume aussi restreint[35],[36].
Le télescopeChandra a également permis d’observer au centre de la galaxieNGC 6240 deux trous noirs supermassifs en orbite l’un autour de l’autre. La formation de tels géants est débattue en 2005, mais certains scientifiques pensent qu’ils se sont formés très rapidement au début de l'Univers[37],[i].
Lamasse d’un trou noir galactique correspond en général à environ un millième de la masse de lamatière présente dans sonbulbe galactique[38].
La formation des trous noirs de très grande masse (de l'ordre d'un milliard de masses solaires) qu'on observe dans l'Univers lointain a été beaucoup trop rapide pour correspondre à l'effondrement d'étoiles massives. Il pourrait s'agir de l'effondrement direct de nuages de gaz gigantesques présents juste après leBig Bang, conduisant à des trous noirs de dix à cent millemasses solaires, amplifiés ensuite aux dépens du gaz et des étoiles environnants[39].
En 2021, une équipe de l'université du Texas découvre un trou noir supermassif au centre deLion I, unegalaxie naine sphéroïdale qui fait partie duGroupe local. Auparavant, aucun trou noir de ce type n'avait été découvert dans une galaxie si compacte. Pesant3,3 millions de masses solaires, il est comparable au trou noir supermassif situé au centre de laVoie lactée. L'explication de son existence est indéterminée, mais il semble qu'il s'agit d'un effet de fusion avec la Voie lactée qui avait capturé cette galaxie. En effet, la quantité dematière noire dans Lion I est extrêmement pauvre[40],[41].
En 2024, une équipe duCaltech met en évidence une structure issue d'un trou noir supermassif dont les jets sont de la taille record de23 millions d'années-lumière. L'énergie pour les produire correspond à l'ingestion par le trou noir de l'équivalent de850 millions d'étoiles équivalentes au soleil[42].
Les trous noirs intermédiaires, découverts dans les années 2000, ont une masse entre 100 et 10 000 masses solaires[43]. Dans les années 1970, les trous noirs de masse intermédiaire étaient supposés se former dans le cœur desamas globulaires mais aucune observation ne venait soutenir cette hypothèse. Des observations dans les années 2000 ont montré l’existence de sources derayons X ultra-lumineuses (Ultra-luminous X-ray source en anglais, ouULX)[44]. Ces sources ne sont apparemment pas associées au cœur des galaxies où l’on trouve les trous noirs supermassifs. De plus, la quantité derayons X observée est trop importante pour être produite par un trou noir de20 masses solaires,accrétant de la matière avec un taux égal à lalimite d’Eddington (limite maximale pour un trou noir stellaire). Ces trous noirs intermédiaires pourraient aussi résulter de l'effondrement d'étoile depopulationIII : ce sont des populations hypothétiques d'étoiles très massives (des milliers de masses solaires) qui se seraient formées au début de l'Univers, constituées des éléments les plus légers : l'hydrogène ou l'hélium.
Si l'existence de tels trous noirs est acceptée au début des années 2000 par la communauté des astronomes[45],[46], le faible nombre de candidats et l’ambiguïté de certains signaux font que l'existence de cette catégorie de trou noir reste encore sujette à débat[47].
Les trous noirs primordiaux, aussi appelés micro-trous noirs ou trous noirs quantiques, auraient une masse aussi faible que 2 × 10−8kg. Ils se seraient formés durant leBig Bang (d’où le qualificatif de « primordial »), à la suite de l’effondrement gravitationnel de petites sur-densités dans l’univers primordial. Dans les années 1970, les physiciensStephen Hawking etBernard Carr étudient un mécanisme de formation des trous noirs dans l’univers primordial. Ils ont avancé l’idée d’une profusion de mini-trous noirs, minuscules par rapport à ceux envisagés par la formation stellaire. La densité et la répartition en masse de ces trous noirs ne sont pas connues et dépendent essentiellement de la façon dont se produit une phase d’expansion rapide dans l’univers primordial, l’inflation cosmique. Ces trous noirs émettent, s’ils existent, unrayonnement gamma qui pourrait éventuellement être détecté par des satellites commeINTEGRAL. La non-détection de ce rayonnement permet de mettre des limites supérieures sur l’abondance et la répartition en masse de ces trous noirs.
Selon certains modèles de physique des hautes énergies, il serait possible de créer des micro-trous noirs en laboratoire[51], dans desaccélérateurs de particules comme leLHC.
Un trou noir est dit « dormant » s'il n'émet pas de hauts niveaux de rayons X (les trous noirs sont généralement détectés grâce à ces émissions), ce qui le rend difficilement détectable, car il n'interagit que très peu avec son environnement[52]. Ce n'est donc pas un type de trou noir, seulement un état, qui évolue avec le temps : un trou noir dormant devient actif si suffisamment de matière tombe dessus. Le, l'ESO annonce[53] qu'une équipe internationale confirme l'existence d'un trou noir « dormant », d'au moins neuf fois la masse du Soleil, au sein de lanébuleuse de la Tarentule, dans la galaxie duGrand Nuage de Magellan. Cette découverte, faite au VLT, est le fruit de six années d'observations et de recherches. Il est nomméVFTS 243.
Untrou noir binaire est unsystème binaire composé de deux trous noirs enorbite l'un autour de l'autre. Ils sont l'une des plus grandes sources d'ondes gravitationnelles de l'univers observable. Ce système binaire serait instable en raison d'une perte demoment cinétique de plus en plus grande au fur et à mesure que le temps passe. Conséquemment, les trous noirs se rapprochent l'un de l'autre jusqu'à ce qu'ils fusionnent.
Cette fusion de trous noirs, prédite, a été confirmée par une observation du télescope spatialJames Webb. Il s'agit d'un objet, connu sous le nom de ZS7, en fait de deux galaxies en fusion, ainsi que leur trou noir central. Une équipe internationale estime que l'événement remonte à seulement 740 millions d'années après leBig Bang. Pourtant, un des trous noirs est untrou noir supermassif d'une masse de plus de 50 millions de masses solaires. Le télescope a observé un gaz très dense avec des mouvements rapides et un gaz chaud et hautement ionisé, ceux qui sont typiques de fusion de trou noir et qui écartent la possibilité d'autres objets, telle unesupernova[54],[55].
Les deux seules classes de trous noirs pour lesquelles on dispose d’observations nombreuses (indirectes, mais de plus en plus précises, voir paragraphe suivant) sont les trous noirs stellaires et super-massifs. Le trou noir supermassif le plus proche est celui qui se trouve aucentre de notre Galaxie à environ 8,5 kpc (∼27 700 al).
Une des premières méthodes de détection d’un trou noir est la détermination de la masse des deux composantes d’uneétoile binaire, à partir des paramètres orbitaux. On a ainsi observé des étoiles de faible masse avec un mouvement orbital très prononcé (amplitude de plusieurs dizaines de km/s) mais dont le compagnon est invisible. Le compagnon massif invisible peut généralement être interprété comme uneétoile à neutrons ou un trou noir, puisqu’une étoile normale avec une telle masse se verrait très facilement. La masse du compagnon (ou lafonction de masses, si l’angle d’inclinaison est inconnu) est alors comparée à la masselimite maximale des étoiles à neutrons (environ 3,3 masses solaires). Si elle dépasse cette limite, on considère que l’objet est un trou noir. Sinon, il peut être unenaine blanche.
On considère également que certains trous noirs stellaires apparaissent lors dessursauts de rayons gamma (ouGRB, pourgamma-ray burst en anglais). En effet, ces derniers se formeraient via l’explosion d’une étoile massive (comme uneétoile Wolf-Rayet) ensupernova ; dans certains cas (décrits par le modèlecollapsar), un flash de rayons gamma est produit au moment où le trou noir se forme. Ainsi, un GRB[j] pourrait représenter le signal de la naissance d’un trou noir. Des trous noirs de plus faible masse peuvent aussi être formés par des supernovæ classiques. Lerémanent de supernovaSN 1987A est soupçonné d’être un trou noir, par exemple.
Un deuxième phénomène directement relié à la présence d’un trou noir, cette fois pas seulement de type stellaire, mais aussi super-massif, est la présence dejets observés principalement dans le domaine des ondes radio. Ces jets résultent des changements dechamp magnétique à grande échelle se produisant dans ledisque d’accrétion du trou noir.
Même si un trou noir est par définition inobservable, il est possible d'observer l'environnement à proximité de son horizon (disque d'accrétion,jets de matière..), permettant ainsi de tester et vérifier la physique des trous noirs[57]. Le petit diamètre d'un trou noir (quelques kilomètres) rend cependant cette observation directe très difficile. En guise d’exemple, et même si lataille angulaire d’un trou noir est plus grande que celle d’un objet classique de même rayon, un trou noir d'une masse solaire et situé à unparsec (environ 3,26 années-lumière) aurait undiamètre angulaire de 0,1 microseconde d'arc.
Cependant, la situation est plus favorable pour untrou noir supermassif. En effet, la taille d’un trou noir est proportionnelle à sa masse. Ainsi, le trou noir au centre de notre Galaxie a une masse probablement comprise entre 3,7 millions[58] et4,15 millions de masses solaires[59]. Sonrayon de Schwarzschild est d'environ12,7 millions de kilomètres. La taille angulaire de ce trou noir, situé à environ8,5kiloparsecs de la Terre est de l'ordre de40 microsecondes d’arc. Cette résolution est inaccessible dans ledomaine visible, mais est assez proche dans les années 2020 des limites atteignables eninterférométrieradio. Cette technique, avec une sensibilité suffisante, est limitée en fréquence au domaine millimétrique. Un gain d'un ordre de grandeur en fréquence permettrait une résolution meilleure que la taille angulaire du trou noir.
Le, le projetEvent Horizon Telescope publie les premières images deM87*, letrou noir supermassif se trouvant au cœur de la galaxieM87[33]. Ces restitutions sont obtenues grâce à unalgorithme de reconstitution d'image, baptisé « CHIRP » (Continuous High-resolution Image Reconstruction using Patch priors), mis au point par la scientifique américaineKatie Bouman[60],[61],[62]. Ces images permettent de distinguer la silhouette du trou noir dans undisque d'accrétion[63].
Le, l'équipe de l'Observatoire européen austral publie la deuxième image de trou noir obtenue dans l'histoire, celle deSagittarius A* au centre de notre galaxie, laquelle confirme la masse de 4,3 millions de masses solaires de ce trou noir[64].
Cygnus X-1, détecté en1965, est le premier objet astrophysique identifié comme pouvant être la manifestation d’un trou noir. C’est unsystème binaire qui serait constitué d’un trou noir en rotation et d’uneétoile géante.
Les systèmes binaires stellaires qui contiennent un trou noir avec un disque d’accrétion formant des jets sont appelésmicro-quasars, en référence à leurs parents extragalactiques : lesquasars. Les deux classes d’objets partagent en fait les mêmes processus physiques. Parmi les micro-quasars les plus étudiés, on noteraGRS 1915+105, découvert en1994 pour avoir des jetssupraluminiques. Un autre cas de tels jets fut détecté dans le systèmeGRO J1655-40. Mais, sa distance est sujette à controverse et ses jets pourraient ne pas être supraluminiques. Notons aussi le micro-quasar très spécialSS 433, qui a des jets persistants enprécession et où la matière se déplace par paquets à des vitesses de quelques fractions de la vitesse de la lumière.
Les candidats comme trous noirs supermassifs ont premièrement été lesnoyaux actifs de galaxie et lesquasars découverts par lesradioastronomes dans les années 1960. Cependant, les observations les plus convaincantes de l’existence detrous noirs supermassifs sont celles des orbites des étoiles autour ducentre galactique appeléSagittarius A*. Les orbites de ces étoiles et les vitesses atteintes ont permis aujourd’hui d’exclure tout autre type d’objet qu’un trou noir supermassif, de l'ordre de 4 millions de masses solaires à cet endroit de la galaxie. Par la suite, des trous noirs supermassifs ont été détectés dans de nombreuses autres galaxies.
En, une étoile géante bleue, appeléeSDSS J090745.0+024507 fut observée quittant notre galaxie, avec une vitesse deux fois supérieure à lavitesse de libération de laVoie lactée, soit 0,002 2 fois la vitesse de la lumière. Quand on remonte la trajectoire de cette étoile, on voit qu’elle croise le voisinage immédiat du centre galactique. Sa vitesse et sa trajectoire confortent donc également l’idée de la présence d’un trou noir supermassif à cet endroit, dont l’influence gravitationnelle aurait provoqué l’éjection de cette étoile de la Voie Lactée.
En, une équipe d’astronomes a rapporté la découverte du premier trou noir de masse intermédiaire dans notre galaxie, orbitant à seulement troisannées-lumière du centre galactique. Ce trou noir aurait une masse d’environ 1 300 masses solaires et se trouve dans un amas de seulement sept étoiles. Cet amas est probablement le résidu d’un amas massif d’étoiles, qui a été dénudé par la présence du trou noir central[65]. Cette observation conforte l’idée que les trous noirs supermassifs grandissent en absorbant des étoiles et d'autres trous noirs, idée qui pourra être confirmée par l’observation directe desondes gravitationnelles émises par ce processus, par l’intermédiaire de l’interféromètre spatialLISA.
En, desastronomes ont trouvé un trou noir supermassif, appeléQ0906+6930, au centre d’unegalaxie lointaine d’environ12,7 milliards d’années-lumière, c’est-à-dire lorsque l’univers était encore très jeune[66]. Cette observation montre que la formation des trous noirs supermassifs dans les galaxies est un phénomène relativement rapide.
En 2012, le plus gros trou noir jamais observé est découvert dans la galaxieNGC 1277, située à220 millions d’années-lumière dans laconstellation de Persée. Il aurait une masse de17 milliards de masses solaires et représente 14 % de la masse de sa propre galaxie (contre 0,1 % pour les autres, en moyenne[réf. nécessaire]). En 2017, ce trou noir aurait été détrôné parTON 618, un quasar situé à 10,4 milliards d'années-lumière et « pesant » 66 milliards de masses solaires.
Une question cruciale à propos des trous noirs est de savoir sous quelles conditions ils peuvent se former. Si les conditions nécessaires à leur formation sont extrêmement spécifiques, les chances que les trous noirs soient nombreux peuvent être faibles. Un ensemble de théorèmes mathématiques dus àStephen Hawking etRoger Penrose a montré qu’il n’en était rien : la formation des trous noirs peut se produire dans une variété de conditions extrêmement génériques. Pour des raisons évidentes, ces travaux ont été nommésthéorèmes sur les singularités. Ces théorèmes datent du début des années 1970, époque où il n’y avait guère de confirmation observationnelle de l’existence des trous noirs. Les observations ultérieures ont effectivement confirmé que les trous noirs étaient des objets très fréquents dans l’univers.
Au centre d’un trou noir se situe unesingularité gravitationnelle. Pour tout type de trou noir, cette singularité est « cachée » du monde extérieur par l’horizon des événements. Cette situation s’avère très heureuse : la physique actuelle ne sait certes pas décrire une singularité gravitationnelle mais cela a peu d’importance, car celle-là étant à l’intérieur de la zone délimitée par l’horizon, elle n’influe pas sur les événements du monde extérieur. Il se trouve cependant qu’il existe des solutions mathématiques aux équations de la relativité générale dans lesquelles une singularité existe sans être entourée d’un horizon. C’est par exemple le cas pour les solutions de Kerr ou de Reissner-Nordström, quand la charge ou le moment cinétique dépasse une certaine valeur critique. Dans ce cas, on ne parle plus de trou noir (il n’y a plus d’horizon donc plus de « trou ») mais desingularité nue. De telles configurations sont extrêmement difficiles à étudier en pratique car la prédiction du comportement de la singularité reste toujours impossible ; mais cette fois, il influence l’univers dans lequel nous vivons. L’existence de singularités nues a donc pour conséquence l’impossibilité d’une évolutiondéterministe de l’univers dans l’état des connaissances actuelles[k].
Pourtant, les trous noirsde Kerr oude Reissner-Nordström (ainsi que le cas généralde Kerr-Newman) ne peuvent pas arriver à leurs valeurs critiques respectives par apport externe de moment cinétique ou de charges électriques. En effet, plus on se rapprocherait de la valeur critique d’un trou noir de Kerr, moins un objet externe pourrait augmenter son moment cinétique. De façon comparable, à l’approche de la charge maximale d’un trou noir de Reissner-Nordström, les charges électriques de même signe que celle du trou noir projetées vers celui-ci y parviendraient de plus en plus difficilement en raison de la répulsion électrostatique exercée par le trou noir. Pour amener les charges à pénétrer dans le trou noir, il faudrait les y projeter à une vitesse relativiste (à cause de la répulsion électrique), ce qui contribuerait à leur conférer une énergie croissante devenant bien supérieure à leur énergie de masse (au repos). D’où une contribution à la masse du trou noir, suffisante pour compenser l’augmentation de charge du trou noir. Finalement, le rapport charge/masse du trou noir « saturerait » juste en dessous de la valeur critique[l].
Ces éléments, ainsi que des considérations plus fondamentales, ont conduit le mathématicien anglaisRoger Penrose à formuler en1969 l’hypothèse dite de lacensure cosmique, stipulant qu’aucun processus physique ne pouvait permettre l’apparition de singularités nues dans l’univers. Cette hypothèse, qui possède plusieurs formulations possibles, a été l’objet d’un pari entre Stephen Hawking d’une part etKip Thorne etJohn Preskill d’autre part, ces derniers ayant parié que des singularités nues pouvaient exister. En1991,Stuart L. Shapiro etSaul A. Teukolsky montrèrent sur foi de simulations numériques que des singularités nues pouvaient se former dans l’univers. Quelques années plus tard,Matthew Choptuik mit en évidence un ensemble important de situations à partir desquelles la formation de singularités nues était possible. Ces configurations demeurent cependant extrêmement particulières, et nécessitent unajustement fin des conditions initiales pour mener à la formation des singularités nues. Leur formation est doncpossible, mais en pratique extrêmementimprobable. En1997, Stephen Hawking reconnut qu’il avait perdu son pari avec Kip Thorne et John Preskill. Un autre pari a depuis été lancé, où des conditions plus restrictives sur les conditions initiales pouvant mener à des singularités nues ont été rajoutées.
En1971, le physicien britanniqueStephen Hawking montra que la surface totale des horizons des événements de n’importe quel trou noir classique ne peut jamais décroître. Cette propriété est tout à fait semblable à ladeuxième loi de la thermodynamique, avec la surface jouant le rôle de l’entropie. Dans le cadre de la physique classique, on pourrait violer cette loi de lathermodynamique en envoyant de la matière dans un trou noir, ce qui la ferait disparaître de notre univers, avec la conséquence d’un décroissement de l’entropie totale de l’univers.
Pour éviter de violer cette loi, le physicienJacob Bekenstein proposa qu’un trou noir possède une entropie (sans en préciser la nature exacte) et qu’elle soit proportionnelle à la surface de son horizon. Bekenstein pensait alors que les trous noirs n’émettent pas de rayonnement et que le lien avec la thermodynamique n’était qu’une simple analogie et pas une description physique des propriétés du trou noir. Néanmoins, Hawking a peu après démontré par un calcul dethéorie quantique des champs que le résultat sur l’entropie des trous noirs est bien plus qu’une simple analogie et qu’il est possible de définir rigoureusement une température associée aurayonnement des trous noirs (voir ci-dessous).
Utilisant les équations de la thermodynamique des trous noirs, il apparaît que l’entropie d’un trou noir est proportionnelle à la surface de son horizon[m]. C’est un résultat universel qui peut être appliqué dans un autre contexte auxmodèles cosmologiques comportant eux aussi unhorizon comme l’univers de de Sitter. L’interprétation microscopique de cette entropie reste en revanche un problème ouvert, auquel lathéorie des cordes a cependant réussi à apporter des éléments de réponse partiels.
Il a été ensuite montré que les trous noirs sont desobjets à entropie maximale, c’est-à-dire que l’entropie maximale d’une région de l’espace délimitée par une surface donnée est égale à celle du trou noir de même surface[67],[68]. Ce constat a amené les physiciensGerard 't Hooft et ensuiteLeonard Susskind à proposer un ensemble d'idées, appeléprincipe holographique, basé sur le fait que la description de la surface d'une région permet de reconstituer toute l'information relative à son contenu, de la même façon qu'unhologramme code des informations relatives à un volume sur une simple surface, permettant ainsi de donner un effet de relief à partir d’une surface.
La découverte de l'entropie des trous noirs a ainsi permis le développement d'une analogie extrêmement profonde entre trous noirs etthermodynamique, lathermodynamique des trous noirs, qui pourrait aider dans la compréhension d’une théorie de lagravité quantique.
En1974,Stephen Hawking appliqua lathéorie quantique des champs à l'espace-temps courbé de la relativité générale, et découvrit que contrairement à ce que prédisait la mécanique classique, les trous noirs pouvaient effectivement émettre un rayonnement (proche d'un rayonnement thermique) aujourd’hui appelérayonnement de Hawking[69] : les trous noirs ne sont donc pas complètement « noirs ».
Le rayonnement de Hawking correspond en fait à unspectre decorps noir. On peut donc y associer la « température » du trou noir, qui est inversement proportionnelle à sa taille[n]. De ce fait, plus le trou noir est important, plus sa température est basse. Un trou noir de la masse de laplanèteMercure aurait une température égale à celle du rayonnement defond diffus cosmologique (à peu près2,73 kelvins). Si le trou noir est plus massif, il sera donc plus froid que la température du fond et accroîtra son énergie plus vite qu’il n’en perdravia le rayonnement de Hawking, devenant ainsi encore plus froid. Un trou noir stellaire a ainsi une température de quelques microkelvins, ce qui rend la détection directe de son évaporation totalement impossible à envisager. Cependant, pour des trous noirs moins massifs, la température est plus élevée et la perte d'énergie associée lui permet de voir sa masse varier sur des échelles cosmologiques. Ainsi, un trou noir de quelques millions de tonnes s’évaporera-t-il en une durée inférieure à celle de l'âge de l'Univers. Alors que le trou noir s'évapore, il devient plus petit, et donc plus chaud. Certains astrophysiciens ont proposé que l'évaporation complète de trous noirs produirait un flash derayons gamma. Ceci serait une signature de l'existence de trous noirs de très faible masse. Il s'agirait alors de trous noirs primordiaux. La recherche actuelle explore cette possibilité avec les données dusatellite européenInternational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory (INTEGRAL)[70].
Une question de physique fondamentale encore irrésolue au début duXXIe siècle est le fameuxparadoxe de l'information. En effet, en raison duthéorème de calvitie déjà cité, il n’est pas possible de déterminera posteriori ce qui est entré dans le trou noir. Cependant, vue d’un observateur éloigné, l’information n’est jamais complètement détruite puisque la matière tombant dans le trou noir ne disparaît qu’après un temps infiniment long. Alors, l’information qui a formé le trou noir est-elle perdue ?
Des considérations générales sur ce que devrait être une théorie de lagravitation quantique suggèrent qu’il ne peut y avoir qu’une quantité finie et limitée d’entropie (c’est-à-dire une quantité maximale et finie d’information) associée à l’espace près de l’horizon du trou noir. Mais la variation de l’entropie de l’horizon plus celle du rayonnement de Hawking est toujours suffisante pour prendre en compte toute l’entropie de la matière et de l’énergie tombant dans le trou noir… Mais restent de nombreuses questions. En particulier au niveau quantique, est-ce que l’état quantique du rayonnement de Hawking est déterminé de manière unique par l’histoire de ce qui est tombé dans le trou noir ? De même, est-ce que l’histoire de ce qui est tombé est déterminée de manière unique par l’état quantique du trou noir et de son rayonnement ? En d’autres termes, est-ce que les trous noirs sont, ou ne sont pas, déterministes ? Cette propriété est bien sûr conservée dans la relativité générale comme dans la physique classique, mais pas dans lamécanique quantique.
Pendant de longues années,Stephen Hawking a maintenu sa position originelle de 1975 voulant que le rayonnement de Hawking soit entièrement thermique, et donc complètement aléatoire, représentant ainsi une nouvelle source d’information non-déterministe. Cependant, le, il présenta un nouvel argument, allant à l’opposé de sa première position[71],[72],[73]. Dans ses nouveaux calculs, l’entropie associée à un trou noir serait effectivement inaccessible à un observateur extérieur. De plus, dans l’absence de cette information, il est impossible de relier de manière univoque l’information du rayonnement de Hawking (contenue dans ses corrélations internes) à l’état initial du système. Cependant, si le trou noir s’évapore complètement, cette identification univoque peut être faite et l’unitarité est préservée (l’information est donc conservée). Il n’est pas clair que lacommunauté scientifique spécialisée soit absolument convaincue par les arguments présentés par Hawking[74]. Mais Hawking lui-même fut suffisamment convaincu pour régler le pari qu’il avait fait en 1997 avec le physicienJohn Preskill deCaltech, provoquant ainsi un énorme intérêt des médias.
En, l’annonce de Hawking a donné lieu à unepublication dans la revuePhysical Review[75] et fut débattue par la suite au sein de la communauté scientifique sans qu’un consensus net ne se dégage quant à la validité de l’approche proposée par Hawking[76],[77].
La relativité générale indique qu’il existerait des configurations dans lesquelles deux trous noirs sont reliés l’un à l’autre. Une telle configuration est habituellement appeléetrou de ver ou plus rarement pont d’Einstein-Rosen. De telles configurations ont beaucoup inspiré les auteurs descience-fiction (voir par exemple les références de la sectionmédias) car elles proposent un moyen de voyager très rapidement sur de grandes distances, voirevoyager dans le temps. En pratique, de telles configurations, si elles sont autorisées par la relativité générale, semblent totalement irréalisables dans un contexte astrophysique car aucun processus connu ne semble permettre la formation de tels objets[78].
La démonstration de l'existence des trous noirs stellaires s'appuie sur l'existence d'unelimite supérieure pour la masse desétoiles à neutrons. La valeur de cette limite dépend fortement des hypothèses faites concernant les propriétés de la matière dense. La découverte de nouvellesphases exotiques de la matière pourrait repousser cette limite[79]. Une phase constituée dequarks libres (non liés pour former des protons et neutrons par exemple) à haute densité pourrait permettre l'existence d'étoiles à quarks[80] tandis que des modèles desupersymétrie prévoient l'existence d'étoiles Q[81]. Certaines extensions dumodèle standard postulent l'existence depréons qui constitueraient les blocs élémentaires des quarks et desleptons, lesquels pourraient hypothétiquement former desétoiles à préons[82]. Ces modèles hypothétiques pourraient expliquer un certain nombre d'observations de candidats trous noirs stellaires. Cependant, il peut être montré à partir d'arguments généraux en relativité générale que tous ces objets auraient une masse maximale[79].
Étant donné que la densité moyenne d'un trou noir à l'intérieur de son rayon de Schwarzschild est inversement proportionnelle au carré de sa masse, les trous noirs supermassifs sont beaucoup moins denses que les trous noirs stellaires (la masse volumique d'un trou noir de 108 masses solaires est comparable à celle de l'eau ; un trou noir de dix milliards (1010) de masses solaires serait moins dense que l'air)[79]. En conséquence, la physique de la matière formant un trou noir supermassif est bien mieux comprise et les autres explications possibles pour l'observation des trous noirs supermassifs sont beaucoup plus ordinaires. Par exemple, un trou noir supermassif pourrait être modélisé par un grand amas d'objets très sombres. Cependant, ces autres possibilités ne sont généralement pas assez stables pour expliquer les candidats trous noirs supermassifs[79].
Les éléments de preuve en faveur des trous noirs stellaires et supermassifs impliquent que, pour que les trous noirs ne se forment pas, la relativité générale doit échouer comme théorie de la gravitation, peut-être à cause de l'apparition de correctionsquantiques. Une caractéristique très attendue d'une théorie de la gravitation quantique serait l'absence de singularités ou d'horizons des évènements (et donc l'absence de trous noirs)[83]. Ces dernières années, une grande attention a été portée au modèle des« fuzzballs » (littéralement« balles (ou pelotes) chevelues ») développé enthéorie des cordes. Basée sur des calculs dans des situations spécifiques en théorie des cordes, la proposition suggère que de façon générale les états individuels d'une solution trou noir ne doit pas avoir d'horizon des évènements ni de singularité mais que pour un observateur classique/semi-classique la moyenne statistique de ces états apparaît comme un trou noir ordinaire en relativité générale[84].
Jean-Pierre Luminet lors de sa conférence auCPPM en[85],[86] a évoqué en introduction une alternative théorique au trou noir à travers lemodèle Janus deJean-Pierre Petit. Il précise[o] qu’au niveau observationnel un tel objet « ressemble vraiment à un trou noir »[87].
De nombreuses autres explications ont également été proposées, telles que par exemple :
Quand on parle de« culture populaire » à propos de trou noir, on pense souvent à lascience-fiction. On y trouve, au cinéma ou dans le domaine littéraire, beaucoup d’inspiration.
DansStar Trek, deJ. J. Abrams, la "matière rouge" peut créer un trou noir en entrant en collision avec la matière, ce qui permet notamment de détruire une planète en l'injectant dans son noyau.
DansInterstellar, deChristopher Nolan, une expédition est lancée vers des planètes orbitant autour d'un trou noir supermassif (ce qui permet d'ailleurs d'explorer les effets relativistes sur l'écoulement du temps), le protagoniste finissant même par dépasser l'horizon des évènements.
Unbest-seller très intéressant, et où les trous noirs et les interrogations qu’ils posent sont mis dans le vaste contexte de l’Univers et de son évolution.
(en)Brandon Carter ;Half century of black-hole theory: from physicists’ purgatory to mathematicians’ paradise, dans : L. Mornas (ed.) ; « Encuentros Relativistas Espanoles:A Century of Relativity Theory », Oviedo (2005).
↑L’image duGrand Nuage de Magellan apparaît dédoublée en deux arcs de cercle par un fort effet delentille gravitationnelle. LaVoie lactée, qui apparaît en haut de l’image, est également fortement distordue, au point que certaines constellations sont méconnaissables. La forme caractéristique de laCroix du Sud, par exemple, près de l’étoile orange lumineuseGacrux, en haut à gauche, a disparu. Une étoile relativement peu lumineuse,HD 49359 (magnitude apparente de 7,5), est située presque exactement derrière le trou noir et apparaît également dédoublée, avec une luminosité apparente amplifiée d’un facteur d’environ 4 500 (magnitude apparente de -1,7). Les images doubles de l'étoile et du Grand Nuage apparaissent sur un cercle, l'anneau d'Einstein, entourant le trou noir
↑a etbLa relativité générale est une théorierelativiste de lagravitation mais qui ne peut prendre en compte les effets demécanique quantique. Or une singularité gravitationnelle est une région dans laquelle ces effets quantiques jouent un rôle prépondérant.
↑Par exemple, l’entropie des trous noirs n’a à l’heure actuelle d’interprétation microscopique que pour certains types de trous noirs dans desespaces-temps à cinq dimensions.
↑Cependant, si l’interaction forte était moins intense, alors la pression de dégénérescence des nucléons pourrait éventuellement assurer l’équilibre de l’étoile.
↑Selon la masse de l’étoile progénitrice, son cœur s’effondre en étoile à neutrons (masse de l’étoile plus faible) ou en trou noir (masse plus élevée).
↑On parle ici principalement de GRB « longs », formés par les étoiles massives. La deuxième classe de GRB, les « courts », sont considérés comme le résultat de la fusion de deuxétoiles à neutrons, ce qui donne aussi un trou noir… Mais leur compréhension est plus difficile que les GRB longs. Car le phénomène de coalescence de deux objets très compacts nécessite l’utilisation de simulations numériques extrêmement complexes. Comparativement, l’explosion d’une étoile massive est plus simple.
↑L’élaboration d’une théorie de lagravité quantique est la condition de résolution de ce problème.
↑En termes d’ordre de grandeur, la température d’un trou noir en unités de Planck correspond à l’inverse de sa taille en unités de Planck. Pour un trou noir stellaire, sa taille se compte en kilomètres, soit 1038 fois lalongueur de Planck. Sa température est donc de l’ordre de 10−38 fois latempérature de Planck, qui vaut dans les 1032kelvins. La température d’un trou noir stellaire est donc de l’ordre de 10−6 kelvins.
↑Sans toutefois préciser à quelle version du modèle il fait allusion ; l'avant-dernière version étant incohérente, d'après le physicienThibault Damour. VoirModèle cosmologique bimétrique.
↑AnnaGiaufret et MichaelaRossi, « Métaphores terminologiques, circulation des savoirs et contact entre langues »,Signes, discours et sociétés : revue semestrielle en sciences humaines et sociales dédiée à l'analyse des discours,no 10 : « La métaphore dans le discours spécialisé »,,art. no 6(lire en ligne, consulté le).
↑(en) Voir l’article (payant) dumagazine anglaisNature, intitulé « Hawking changes his mind about black holes » (« Hawking a changé d’avis sur les trous noirs »).
