<page> <title>Trou noir</title> <id>8128</id> <revision> <id>31749420</id> <timestamp>2008-07-21T06:56:37Z</timestamp> <contributor> <username>Cfoellmi</username> <id>11866</id> </contributor> <minor /> <comment>Non, ce n'est pas un "disque noir" ou un "soleil noir". La première image de l'article n'est pas "artistique", mais a été calculée exactement, avec la relativité (c.f. l'excellent boulot d'Alain_r)</comment> <text xml:space="preserve">{{Semi-protection}} {{Voir homonymes|Trou noir (homonymie)}} [[Image:BH LMC.png|thumb|350px|Image simulée d’un [[trou noir stellaire]] situé à quelques dizaines de kilomètres d’un observateur et dont l’image se dessine sur la voûte céleste dans la direction du [[Grand Nuage de Magellan]]. L’image de celui-ci apparaît dédoublée sous la forme de deux arcs de cercle, en raison de l’[[lentille gravitationnelle|effet de lentille gravitationnelle fort]]. La [[Voie lactée]] qui apparaît en haut de l’image est également fortement distordue, au point que certaines constellations sont difficiles à reconnaître, comme par exemple la [[Croix du Sud]] (au niveau de l’étoile orange lumineuse, [[Gamma Crucis|Gacrux]], en haut à gauche de l’image) dont la forme de croix caractéristique est méconnaissable. Une étoile relativement peu lumineuse (HD 49359, [[magnitude apparente]] 7,5) est située presque exactement derrière le trou noir. Elle apparaît ainsi sous la forme d’une image double, dont la luminosité apparente est extraordinairement amplifiée, d’un facteur d’environ {{formatnum:4,500}}, pour atteindre une magnitude apparente de -1,7. Les deux images de cette étoile, ainsi que les deux images du Grand Nuage sont situées sur une zone circulaire entourant le trou noir, appelée [[Lentille gravitationnelle#Anneau d'Einstein|anneau d’Einstein]].]] En [[astrophysique]], un '''trou noir''' est un objet massif dont le [[champ gravitationnel]] est si intense qu’il empêche toute forme de [[matière]] ou de [[rayonnement]] de s’en échapper. De tels objets n’émettent donc pas de [[lumière]] et sont alors [[noir]]s. Les trous noirs sont décrits par la théorie de la [[relativité générale]]. Ils ne sont pas directement observables, mais plusieurs techniques d’observation indirecte dans différentes [[longueur d'onde|longueurs d’onde]] ont été mises au point et permettent d’étudier les phénomènes qu’ils induisent sur leur environnement. En particulier, la matière qui est happée par un trou noir est chauffée à des températures considérables avant d'être engloutie et émet de ce fait une quantité importante de [[rayon X|rayons X]]. Ainsi, même si un trou noir n'émet pas lui-même de rayonnement, il peut néanmoins être détectable par son action sur son environnement. L'existence des trous noirs est une certitude pour la quasi-totalité de la [[communauté scientifique]] concernée ([[astrophysicien]]s et [[physique théorique|physiciens théoriciens]]). == Présentation et terminologie == Un trou noir possède une [[masse]] donnée, concentrée en un point appelé [[singularité gravitationnelle]]. Cette masse permet de définir une [[sphère]] appelée [[horizon (trou noir)|horizon]] du trou noir, centrée sur la singularité et dont le rayon est une limite maximale en deçà duquel le trou noir empêche tout rayonnement de s’échapper. Cette sphère représente en quelque sorte l’extension spatiale du trou noir. Pour un trou noir de masse égale à la masse du [[Soleil]], son rayon vaut environ 3 kilomètres<ref>On parle ici de [[trou noir de Schwarzschild]].</ref>. 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&nbsp;; il ne s’agit donc pas d’un « aspirateur » irrésistible. Par exemple, si le [[Soleil]] se trouvait remplacé par un trou noir de même masse, les [[orbite]]s de ses [[planète]]s resteraient inchangées. Il existe plusieurs sortes de trous noirs. Lorsqu’ils se forment à la suite de l’effondrement gravitationnel d’une [[étoile]], on parle de ''[[trou noir stellaire]]''. Quand on les trouve au centre des [[galaxie]]s, ils ont une masse pouvant aller jusqu’à plusieurs milliards de [[masse solaire|masses solaires]] et on parle alors de ''[[trou noir supermassif]]'' (ou trou noir galactique). Entre ces deux échelles de masse, on pense qu’il existe des ''[[trou noir intermédiaire|trous noirs intermédiaires]]'' avec une masse de quelques milliers de [[masse solaire|masses solaires]]. Des trous noirs de masse bien plus faible, qui auraient été formés au début de l’histoire de l’univers, au [[Big Bang]], sont aussi envisagés, et sont appelés ''[[trous noirs primordiaux]]''. Leur existence n’est, à l’heure actuelle, pas confirmée. Il est impossible d’observer directement un trou noir. Il est cependant possible de déduire sa présence par son action gravitationnelle sur son environnement, notamment au sein des [[microquasar]]s et des [[noyau actif de galaxie|noyaux actifs de galaxies]], où de la matière à proximité tombant sur le trou noir va se trouver considérablement chauffée et émettre un fort [[rayon X|rayonnement X]]. Les observations permettent ainsi de déceler l’existence d’objets massifs et de très petite taille. Les seuls objets que ces observations impliquent et qui sont compatibles dans le cadre de la [[relativité générale]] sont les trous noirs. == Historique == {{article détaillé|Historique des trous noirs}} Le concept de trou noir a émergé à la fin du {{XVIIIe siècle}} dans le cadre de la [[gravitation universelle]] d’[[Isaac Newton]]. La question était de savoir s’il existait des objets dont la masse était suffisamment grande pour que leur [[vitesse de libération]] soit plus grande que la [[vitesse de la lumière]]. Cependant, ce n’est qu’au début du {{XXe siècle}} et avec l’avènement de la [[relativité 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|équation d’Einstein]] impliquant l’existence d’un trou noir central est publiée par [[Karl Schwarzschild]]<ref> {{de}} [[Karl Schwarzschild]], ''Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie'', ''[[Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften]]'', '''1''', 189-196 (1916).</ref>. 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<ref>Parmi les premières observations de [[Cygnus X-1]] par [[Uhuru (satellite)|Uhuru]], on retiendra&nbsp;: {{en}} [[M. Oda]] ''et al.'', ''X-Ray Pulsations from Cygnus X-1 Observed from UHURU'', ''[[Astrophysical Journal Letters]], '''166''', L1-L7 (1971) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1971ApJ...166L...1O Voir en ligne].</ref>{{,}}<ref>Les premières indications que [[Cygnus X-1]] est un trou noir, à partir des observations de [[Uhuru (satellite)|Uhuru]], sont publiées dans {{en}} [[D. M. Eardley]] & [[William H. Press]], ''Astrophysical processes near black holes'', ''[[Annual Review of Astronomy and Astrophysics]]'', '''13''', 381-422 (1975) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1975ARA%26A..13..381E Voir en ligne].</ref> » d’un objet contenant un trou noir fut celle de la source de [[rayon X|rayons X]] [[Cygnus X-1]] par le [[satellite artificiel|satellite]] [[Uhuru (satellite)|Uhuru]] en [[1971 en science|1971]]. Le terme de « trou noir » a émergé, dans le courant des [[années 1960]], par l’intermédiaire du [[physicien]] [[États-Unis|américain]] [[Kip Thorne]]. Auparavant, on utilisait les termes de « corps de Schwarzschild » ou d’« astre occlus ». À noter que le terme de « trou noir » a rencontré des réticences dans certaines communautés linguistiques, notamment francophones et russophones, qui le jugeaient quelque peu inconvenant<ref>Voir l’ouvrage de Kip S. Thorne, ''Trous noirs et distorsions du temps'' cité en [[#Bibliographie|bibliographie]].</ref>. == Propriétés == Un trou noir est un objet astrophysique comme un autre. Il se caractérise par le fait qu’il est très difficile à observer directement (voir ci-dessous), et que sa région centrale ne peut être décrite de façon satisfaisante par les théories physiques en leur état du début du {{XXIe siècle}} car elle abrite une [[singularité gravitationnelle]]. Cette dernière ne peut être décrite que dans le cadre d’une théorie de la [[gravitation quantique]], manquante à ce jour<ref name="QG">La relativité générale est une théorie [[Théorie de la relativité|relativiste]] de la [[gravitation]] mais qui ne peut prendre en compte les effets de [[mécanique quantique]]. Or une singularité gravitationnelle est une région dans laquelle ces effets quantiques jouent un rôle prépondérant.</ref>. Par contre, 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&nbsp;: la [[masse]], la [[charge électrique]] et le [[moment cinétique]]. Tous les autres paramètres du trou noir (par exemple sa taille ou sa forme) sont fixés par ceux-là . 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 depuis [[1967 en science|1967]]&nbsp;: c’est le [[théorème de calvitie]] démontré par [[Werner Israel]]. Celui-ci explique que les seules [[Interaction élémentaire|interactions fondamentales]] à longue portée étant la [[gravitation]] 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, la masse et la [[charge électrique]] sont des propriétés habituelles que décrit la physique classique (''c.à .d'' non-relativiste)&nbsp;: le trou noir possède un [[champ gravitationnel]] proportionnel à sa masse et un champ électrique proportionnel à sa charge. L'influence du [[moment cinétique]] est par contre spécifique à la [[relativité générale]]. Celle-la stipule en effet qu'un corps en rotation va avoir tendance à « entraîner » l'espace-temps dans son voisinage. Ce phénomène, non encore observé à l'heure actuelle dans le [[système solaire]] en raison de son extrême faiblesse pour des astres non compacts, est connu sous le nom d'[[effet Lense-Thirring]] (aussi appelé ''frame dragging'', en anglais)<ref>Le [[satellite artificiel|satellite]] [[Gravity Probe B]], lancé en [[2004 en science|2004]], a notamment pour mission de mettre en évidence cet effet.</ref>. 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 appelée [[ergorégion]]. === Quatre types théoriques possibles… === {| class="wikitable" style="text-align: center; background-color:transparent; float:right; margin-left: 1em; border: none" |+ Les quatre types théoriques de trous noirs en fonction du [[moment cinétique]] (''J'') et de la [[charge électrique]] (''Q''). La [[masse]] (''M'') est toujours strictement positive. |- | style="border: none; background-color: transparent" |&nbsp; ! colspan="2" | ''M'' > 0 |- | style="border: none; width: 10em" |&nbsp; ! style="width: 10em" | ''J'' = 0 ! style="width: 10em" | ''J'' ≠0 |- ! ''Q'' = 0 | [[Trou noir de Schwarzschild|Schwarzschild]] || [[Trou noir de Kerr|Kerr]] |- ! ''Q'' ≠0 | [[Trou noir de Reissner-Nordström|Reissner-Nordström]] || [[Trou noir de Kerr-Newman|Kerr-Newman]] |} Un trou noir possède toujours une masse non nulle. En revanche, ses deux autres caractéristiques, à savoir le moment cinétique (rotation) et la charge électrique, peuvent en principe prendre des valeurs nulles (c’est-à -dire égales à [[zéro]]) ou non nulles. La combinaison de ces états permet de définir quatre types de trous noirs. Quand la charge électrique et le moment cinétique sont nuls, on parle de [[trou noir de Schwarzschild]], du nom de [[Karl Schwarzschild]] qui, le premier, a mis en évidence ces objets comme solutions des équations de la relativité générale (les [[équations d'Einstein]]), en [[1916 en science|1916]]. Quand la charge électrique est non nulle et le moment cinétique nul, on parle de [[trou noir de Reissner-Nordström]]. Ces trous noirs ne présentent pas d’intérêt astrophysique notable car aucun processus connu ne permet de fabriquer un objet compact conservant durablement une charge électrique significative&nbsp;; celle-ci se dissipe normalement rapidement par absorption de charges électriques opposées prises à son environnement<ref>Voir par exemple le livre de [[Robert M. Wald]] cité en bibliographie.</ref>. Un trou noir de Reissner-Nordström est donc un objet théorique très improbable dans la nature. Si le trou noir possède un moment cinétique (c’est-à -dire qu’il est en rotation sur lui-même) mais n’a pas de charge électrique, on parle de [[trou noir de Kerr]], du nom du [[mathématicien]] [[Nouvelle-Zélande|néo-zélandais]] [[Roy Kerr]] qui a trouvé la formule décrivant ces objets en [[1963 en science|1963]]. 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’un [[disque d'accrétion]] dans lequel la matière tombe en spiralant toujours dans le même sens dans le trou noir. Ainsi, la matière communique du [[moment cinétique]] au trou noir qui l’engloutit. Les trous noirs de Kerr sont donc les seuls que l’on s’attend réellement à rencontrer en [[astronomie]]. Cependant, il reste possible que des trous noirs à moment cinétique très faible, s’apparentant en pratique à des trous noirs de Schwarzschild, existent. La version électriquement chargée du trou noir de Kerr, dotée comme lui d’une rotation, est connue sous le nom de [[trou noir de Kerr-Newman]] et ne présente comme le trou noir de Reissner-Nordström ou celui de Schwarzschild que peu d’intérêt astrophysique eu égard à sa très faible probabilité. === … Et une multitude d’autres === D’un point de vue théorique, il peut exister une multitude 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 la [[charge électrique]] par une [[charge magnétique]], c’est-à -dire créée par des [[monopôle magnétique|monopôles 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 de trois [[dimension]]s. Ceci permet d’exhiber des types de trous noirs ayant des propriétés parfois différentes de celles des trous noirs présentés ci-dessus<ref>Par exemple, l’[[entropie des trous noirs]] n’a à l’heure actuelle d’interprétation microscopique que pour certains types de trous noirs dans des [[espace-temps]] à cinq dimensions.</ref>. === Le trou et le noir… === L’existence des trous noirs est envisagée dès le {{XVIIIe siècle}} indépendamment par [[John Michell]]<ref>{{en}} [[John Michell]], dans une lettre à [[Henry Cavendish]], ''On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose.'', ''[[Philosophical Transactions of the Royal Society of London]]'', '''74''', 35-57 (1784) [http://www.journals.royalsoc.ac.uk/link.asp?id=g833134462w3213p Voir en ligne]. Voir aussi [[Historique des trous noirs]].</ref> et [[Pierre-Simon Laplace]]. Il s’agissait alors d’objets prédits comme tellement [[densité|denses]] que leur [[vitesse de libération]] était supérieure à la [[vitesse 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 un [[Décalage d'Einstein|décalage vers le rouge]] infini. Ce décalage vers le rouge est d’origine gravitationnelle&nbsp;: la lumière perd la totalité de son énergie en essayant de sortir du [[puits 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|expansion de l’univers]], que l’on observe pour les [[galaxie]]s 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&nbsp;: aucune particule ne peut s’échapper d’un trou noir une fois capturée par celui-ci, d’où le terme de « trou » fort approprié. === Horizon des événements === {{article détaillé|Horizon des événements|Horizon (trou noir)}} La zone qui délimite la région d’où [[lumière]] et [[matière]] ne peuvent s’échapper, est appelée «[[horizon des événements]]». On parle parfois de « surface » du trou noir, quoique le terme soit quelque peu impropre (il ne s’agit pas d’une surface solide ou gazeuse comme la surface d’une [[planète]] ou d’une [[étoile]]). Il ne s’agit pas d’une région qui présente des caractéristiques particulières&nbsp;: un observateur qui franchirait l’horizon ne ressentirait rien de spécial à ce moment-là (voir ci-dessous). Par contre, il se rendrait compte qu’il ne peut plus s’échapper de cette région s’il essayait de faire demi-tour. C'est une sorte de [[point de non retour]]. En substance, c’est une situation qui est un peu analogue à celle d’un baigneur qui s’éloignerait de la côte. Si par exemple le baigneur ne peut nager que deux kilomètres, il ne ressentira rien s’il s’éloigne à plus d’un kilomètre de la côte. Par contre, s’il fait demi-tour, il se rendra compte qu’il n’a pas assez d’énergie pour atteindre la rive. En revanche, un 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 (temps)|seconde]]), alors l’observateur proche du trou noir recevra des signaux plus énergétiques (la [[fréquence]] des signaux lumineux sera plus élevée, conséquence du [[Blueshift|décalage 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, donc). 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 l’observateur distant voit un objet tomber dans un trou noir, les deux phénomènes de [[dilatation du temps]] et de [[décalage vers le rouge]] vont se combiner. Les éventuels signaux émis par l’objet seront 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 de [[photon]]s reçus par l’observateur distant va décroître très rapidement, jusqu’à devenir nul&nbsp;: à ce moment-là l’objet en train de chuter dans le trou noir est devenu invisible. Même si l’observateur distant tente d’approcher l’horizon en vue de récupérer l’objet qu’il a eu l’impression de voir s’arrêter juste avant l’horizon, celui-ci demeurera invisible<ref>Il est donc faux de dire, comme on le voit souvent, que le mouvement de l’objet tombant sur le trou noir se « gèle », ou s’arrête. En pratique il est devenu invisible avant de s’arrêter complètement.</ref>. Pour un observateur s’approchant d’une singularité, ce sont les [[effet de marée|effets de marée]] qui vont devenir importants. Ces effets, qui déterminent les déformations d’un objet (le corps d’un astronaute, par exemple) du fait des inhomogénéités du [[champ gravitationnel]], seront inéluctablement ressentis par un observateur s’approchant de trop 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<ref>Voir [[Force de marée#Cas des trous noirs]] pour les détails.</ref>. 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 par contre inéluctablement détruit ensuite par les [[force de marée|effets de marée]]. === Singularité === {{article détaillé|Singularité gravitationnelle}} Au centre d’un trou noir se situe une région dans laquelle le champ gravitationnel et les distorsions de l’espace (on parle plutôt de [[Relativité générale|courbure]] de l’espace) deviennent infinis. Cette région s’appelle une [[singularité gravitationnelle]]. La description de cette région est délicate dans le cadre de la relativité générale puisque celle-ci ne peut décrire des régions où la courbure devient infinie. De plus, la relativité générale est une théorie qui ne peut pas incorporer en général des effets gravitationnels d’origine [[mécanique quantique|quantique]]. Or quand la courbure tend vers l’infini, on peut montrer que celle-ci est nécessairement sujette à des effets de nature quantique. Par conséquent, seule une théorie de la gravitation incorporant tous les effets quantiques (on parle alors de [[gravitation quantique]]) est en mesure de décrire correctement les singularités gravitationnelles. La description d’une singularité gravitationnelle est donc pour l’heure problématique<ref name="QG" />. Néanmoins, tant que celle-ci est située à l’intérieur d’un trou noir, elle ne peut influencer l’extérieur d’un trou noir, de la même façon que de la matière située à l’intérieur 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 événements. == Formation des trous noirs == La possibilité de l’existence des trous noirs n’est pas une conséquence exclusive de la relativité générale&nbsp;: la quasi-totalité des autres théories de la [[gravitation]] physiquement réalistes permet également leur existence. La [[relativité générale]], à l’instar de la plupart de ces autres théories de la gravité, non seulement prédit que les trous noirs ''peuvent'' 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 le [[Soleil]] dans une sphère d’environ trois 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 centimètres cube, elle deviendrait également un trou noir. Pour l’[[astrophysique]], un trou noir peut être considéré comme le stade ultime d’un effondrement gravitationnel. Les deux stades de la matière qui, en terme de [[compacité (astronomie)|compacité]], précèdent l’état de trou noir, sont ceux atteints par exemple par les [[naine blanche|naines blanches]] et les [[Étoile à neutrons|étoiles à neutrons]]. Dans le premier cas, c’est la [[pression de dégénérescence]] des [[électron]]s qui maintient la [[naine blanche]] dans un état d’équilibre face à la gravité. Dans le second, il ne s'agit pas de la pression de dégénérescence des nucléons, mais de l'[[interaction forte]] qui maintient l’équilibre<ref>Contrairement à une idée reçue répandue. Cependant, si l'interaction forte était moins intense, alors la pression de dégénérescence des nucléons pourrait éventuellement assurer l'équilibre de l'étoile. On pourra consulter avec profit ce [http://elbereth.obspm.fr/DEA/enseignements/poly/objets.compacts.ps.gz polycopié] pour plus de détails.</ref>. Un trou noir ne peut se former suite à l'effondrement d'une naine blanche&nbsp;: celle-ci, en s'effondrant initie des réactions nucléaires qui forment des [[nucléon]]s plus lourds que ceux qui la composent<ref>Une naine blanche est principalement composée d'[[hélium]] de [[carbone]] et d'[[oxygène]], qui peuvent effectivement [[Nucléosynthèse stellaire|fusionner en des éléments plus lourds]].</ref>. Ce faisant, le dégagement d'énergie qui en résulte est suffisant pour disloquer complètement la naine blanche, qui explose en [[supernova]] dite thermonucléaire (ou de type Ia). Un trou noir se forme lorsque la [[force (physique)|force]] de [[gravité]] est suffisamment grande pour dépasser l’effet de la [[pression]], chose qui se produit quand l'astre progéniteur dépasse une certaine masse 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&nbsp;: soit une étoile à neutrons accrète de la matière issue d'une autre étoile, jusqu'à atteindre une masse critique, soit elle fusionne avec une autre étoile à neutron (phénomène a priori beaucoup plus rare), soit le cÅ“ur d'une étoile massive s'effondre directement en trou noir<ref>Selon la masse de l'étoile progénitrice, son cÅ“ur va s'effondrer en étoile à neutrons (masse de l'étoile plus faible), soit en trou noir (masse plus élevée).</ref>. L’hypothèse de l’existence d’un état plus compact que celui d’étoile à neutrons a été proposée dans le courant des [[années 1980]]&nbsp;; ce serait celui des étoiles à [[quark]]s aussi appelées [[étoile étrange|étoiles étranges]] en raison du nom donné pour des raisons historiques à certains des quarks constituant l’objet, appelés « quarks étranges » <ref>{{en}} [[Charles Alcock]], [[Edward Fahri]] & [[Angela Olinto]], ''Strange stars'', ''[[Astrophysical Journal]]'', '''310''', 261-272 (1986) {{ads|1986ApJ...310..261A}}.</ref>. Des indications d’une possible détection indirecte de tels astres ont été obtenues depuis le courant des [[années 1990]], sans trancher pour autant définitivement la question<ref>Voir par exemple {{en}} [[Jeremy J. Drake]] ''et al.'', ''Is RX J185635-375 a Quark Star?'', ''[[Astrophysical Journal]]'', '''572''', 996-1001 (2002), {{arxiv|astro-ph/0204159}}.</ref>, mais cela ne change rien au fait qu'au delà d'une certaine masse ce type d'astre finisse par s'effondrer en trou noir, seule la valeur de la masse limite change. En [[2006]], on distingue quatre grandes classes de trous noirs en fonction de leur masse&nbsp;: les trous noirs stellaires, supermassifs, intermédiaires et primordiaux (ou micro trous noirs). L’existence voire l’abondance de chaque type de trou noir est directement liée à la possibilité de leur formation. === Trous noirs stellaires === [[Image:Accretion disk.jpg|thumb|Illustration de la formation de jets. Au sein d’un [[système 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 un [[disque d'accrétion]] qui fournit la matière dont est composée le jet.]] {{article détaillé|Trou noir stellaire}} Les trous noirs stellaires ont une masse de quelques [[masse solaire|masses solaires]]. Ils naissent à la suite de l’effondrement gravitationnel du résidu des étoiles massives (environ dix masses solaires et plus, initialement). En effet, lorsque la combustion par les [[réaction nucléaire|réactions thermonucléaires]] dans le cÅ“ur de l’étoile massive se termine, faute de carburant, une [[supernova]] se produit. Cette dernière peut laisser derrière elle un cÅ“ur qui continue à s’effondrer rapidement. En [[1939 en science|1939]], [[Julius Robert Oppenheimer|Robert Oppenheimer]] a montré que si ce cÅ“ur a une masse supérieure à une certaine limite (appelée [[limite d'Oppenheimer-Volkoff]], et égale à environ 3,3 [[masse solaire|masses solaires]]), la force gravitationnelle l’emporte définitivement sur toutes les autres forces et un trou noir se forme. L’effondrement vers un trou noir est susceptible d’émettre des [[onde gravitationnelle|ondes gravitationnelles]], qui devraient être détectées dans un futur proche avec des instruments tels que le détecteur [[Interféromètre VIRGO|Virgo]] de Cascina en [[Italie]], ou avec les deux [[Interférométrie|interféromètres]] américains de [[LIGO]]. Les trous noirs stellaires sont aujourd’hui observés dans les [[binaire X|binaires X]] et les [[microquasar]]s et sont responsables parfois de l’apparition de [[jet (astrophysique)|jets]] tels que ceux observés dans certains [[noyau actif de galaxie|noyaux actifs de galaxies]]. === Trous noirs supermassifs === [[Image:M87 jet.jpg|thumb|Le jet émis depuis le centre de la [[galaxie]] [[M87]] est probablement formé grâce à la présence d’un trou noir supermassif dont la masse est estimée à trois milliards de masses solaires. Seul un côté du jet est visible, il s'agit de celui dirigé vers nous. Celui-ci apparaît bien plus brillant que le contre jet, car ayant sa luminosité considérablement augmentée par l'effet de [[décalage vers le bleu]], alors que le contre jet subit un [[décalage vers le rouge]] qui le rend bien moins lumineux.]] {{article détaillé|Trou noir supermassif}} Les trous noirs supermassifs ont une masse comprise entre quelques millions et quelques milliards de masses solaires. Ils se trouvent au centre des [[galaxie]]s et leur présence provoque parfois l’apparition de [[jet (astrophysique)|jets]] et du [[rayon X|rayonnement X]]. Les noyaux de galaxies qui sont ainsi plus lumineux qu’une simple superposition d’étoiles sont alors appelés [[noyau actif de galaxie|noyaux actifs de galaxies]]. Notre galaxie, la [[Voie lactée]], contient un tel trou noir, ainsi qu’il a été démontré par l’observation des mouvements extrêmement rapides des étoiles proches du trou noir<ref>{{en}} [http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2002/pr-17-02.html#phot-23c-02 ''Star Orbiting Massive Milky Way Centre Approaches to within 17 Light-Hours''] (communiqué de presse [[Observatoire européen austral|ESO]], {{date|16|octobre|2002|en science}}).</ref>. En particulier, une étoile nommée [[S2 (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 vingt unités astronomiques de cet objet (soit une distance de l’ordre de celle [[Uranus (planète)|Uranus]]-Soleil), et la vitesse à laquelle l’orbite est parcourue permet d’assigner une masse d’environ 2,3 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<ref>Voir le site ''[http://www.mpe.mpg.de/www-ir/GC/ Galactic Center Research at MPE]'' du Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik et en particulier [http://www.mpe.mpg.de/www-ir/GC/intro.html l’animation] montrant la trajectoire de l’étoile S2. Voir également [[R. Schödel]] ''et al.'', ''Closest Star Seen Orbiting the Supermassive Black Hole at the Centre of the Milky Way'', ''[[Nature (journal)]]'', '''419''', 694 ({{date|17|octobre|2002|en science}}), {{arxiv|astro-ph/0210426}}</ref>. Le télescope [[Chandra]] a également permis d’observer au centre de la [[galaxie]] [[NGC 6240]] deux trous noirs supermassifs en orbite l’un autour de l’autre. La formation de tels géants est encore débattue, mais certains pensent qu’ils se sont formés très rapidement au début de l’univers<ref>{{en}} Volonteri M., Rees M. J., ''Rapid Growth of High-Redshift Black Holes'', (2005), [[ApJ]], 633, 624 {{arxiv|astro-ph/0506040}}</ref>{{,}}<ref>{{en}} Voir aussi l'[http://www.universetoday.com/am/publish/early_black_holes_grew_quickly.html article] sur le site de [http://www.universetoday.com ''Universe Today''].</ref>. === Trous noirs intermédiaires === {{article détaillé|Trou noir intermédiaire}} Les trous noirs intermédiaires sont des objets récemment découverts et ont une masse entre 100 et {{formatnum:10000}} masses solaires<ref>{{en}} Voir la revue de M. C. Miller et E. J. M. Colbert. {{arxiv|astro-ph/0308402}}</ref>. Dans les [[années 1970]], les trous noirs de masse intermédiaire étaient supposés se former dans le cÅ“ur des [[amas globulaire]]s, mais aucune observation ne venait soutenir cette hypothèse. Des observations dans les [[années 2000]] ont montré l’existence de sources de [[rayon X|rayons X]] ultralumineuses (''[[Ultra-luminous X-ray source]]'' en anglais, ou ''ULX'')<ref>{{en}} J. R. Sánchez Sutil, ''A catalogue of ultra-luminous X-ray source coincidences with FIRST radio sources]'', ''[[Astronomy and Astrophysics]]'', vol. 452, t. 2, juin 2006, pp. 739-742. {{ads|2006A%26A...452..739S}}</ref>. Ces sources ne sont apparemment pas associées au cÅ“ur des galaxies où l’on trouve les trous noirs supermassifs. De plus, la quantité de rayons X observée est trop importante pour être produite par un trou noir de 20 masses solaires, [[accrétion|accrètant]] de la matière avec un taux égal à la [[limite d'Eddington]] (limite maximale pour un trou noir stellaire). === Trous noirs primordiaux === {{article détaillé|Trou noir primordial}} Les trous noirs primordiaux, aussi appelés ''micro trous noirs'' ou ''trous noirs quantiques'', auraient une taille très petite. Ils se seraient formés durant le [[Big Bang]] (d’où l’appellation trou noir « primordial »), suite à l’effondrement gravitationnel de petites surdensités dans l’[[univers primordial]]. Dans les [[années 1970]], les physiciens [[Stephen Hawking]] et [[Bernard Carr]] ont étudié un mécanisme de formation des trous noirs dans l’univers primordial. Ils avancèrent 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 n’est pas connue et dépend essentiellement de la façon dont se produit une phase d’expansion rapide dans l’univers primordial, l’[[inflation cosmique]]. Ces trous noirs de faible masse émettent s’ils existent un [[rayon gamma|rayonnement gamma]] qui pourrait éventuellement être détecté par des [[satellite artificiel|satellites]] comme [[International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory|INTEGRAL]]. 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 pourrait être possible de créer des mini-trous noirs similaires en laboratoire<ref>{{en}} Voir l’article du [http://www.sciam.com/article.cfm?chanID=sa006&articleID=000CCC72-2AED-1264-980683414B7F0000 ''Scientific American Magazine'' ({{numéro}} de mai 2005)], intitulé « ''Quantum Black Holes'' ».</ref>, dans des [[accélérateur de particules|accélérateurs de particules]] comme le [[Large Hadron Collider|LHC]], installé près de [[Genève]], en [[Suisse]]. == Observation des trous noirs == {{article détaillé|Observation et détection des trous noirs}} [[Image:Onde-radioM87.jpg|thumb|[[Jet (astrophysique)|Jet]] de [[physique des plasmas|plasma]] observé en [[interférométrie]] dans la galaxie [[M87]]. L’effet est imputé au champ magnétique intense à proximité du [[trou noir supermassif]] en rotation situé au centre de la galaxie.]] 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 supermassifs. Le trou noir supermassif le plus proche est celui qui se trouve au centre de notre [[Voie lactée|Galaxie]] à environ 8 kilo-[[parsec]]s. Une des premières méthodes de détection d’un trou noir est la détermination de la masse des deux composantes d’une [[étoile 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 une [[étoile à neutrons]] ou un trou noir puisqu’une étoile normale avec une telle masse se verrait très facilement. La masse du compagnon (ou la [[binaire spectroscopique|fonction de masses]], si l’angle d’inclinaison est inconnu) est alors comparée à la masse [[limite d'Oppenheimer-Volkoff|limite]] maximale des étoiles à neutrons (environ 3,3 [[masse solaire|masses solaires]]). Si elle dépasse cette limite, on considère que l’objet est un trou noir. Sinon, il peut être une [[naine blanche]]. On considère également que certains trous noirs stellaires apparaissent lors des [[sursaut gamma|sursauts de rayons gamma]] (ou ''GRB'', pour ''gamma-ray burst'' en anglais). En effet, ces derniers se formeraient via l’explosion d’une étoile massive (comme une [[étoile Wolf-Rayet]]) en [[supernova]], et que dans certains cas (décrits par le modèle [[collapsar]]), un flash de rayons gamma est produit au moment où le trou noir se forme. Ainsi, un GRB<ref>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 deux [[étoile à neutrons|étoiles à neutrons]], ce qui donne lui 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 complexe. Comparativement, l’explosion d’une étoile massive est plus simple. </ref> pourrait représenter le signal de la naissance d’un trou noir. Des trous noirs de plus faible masse peuvent aussi être formés par des supernovae classiques. Le rémanent de la [[SN 1987A|supernova 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 supermassif, est la présence de [[jet (astrophysique)|jets]] observés principalement dans le domaine des ondes radio. Ces jets résultent des changements de [[champ magnétique]] à grande échelle se produisant dans le [[disque d'accrétion|disque d’accrétion]] du trou noir. === Vers l’observation directe&nbsp;? === La petitesse d’un trou noir stellaire (quelques kilomètres) rend son observation directe impossible. En guise d’exemple, et même si la [[taille 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 un [[parsec]] (environ 3,26 [[Année-lumière|années-lumière]]) aurait un [[diamètre angulaire]] de 0,1 ''micro''[[seconde d'arc]]. Cependant, la situation est plus favorable pour un trou noir supermassif. En effet, la taille d’un trou noir est proportionnelle à sa masse. Le trou noir du centre galactique a une masse, bien estimée, d’environ 3,6 millions de masses solaires. Son [[rayon de Schwarzschild]] est donc d’environ 11 millions de kilomètres. La taille angulaire de ce trou noir, situé à environ 8,5 [[kiloparsec]]s est de l’ordre de 40 microsecondes d’arc. Cette résolution est inaccessible dans le [[domaine visible]], mais est assez proche des limites actuellement atteignables en [[interférométrie]] [[onde radio|radio]]. La technique de l’interférométrie radio, 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. L’imagerie directe du trou noir du centre galactique est donc envisageable dans les années qui viennent. Le trou noir supermassif situé au centre de la galaxie [[M87]] est environ 2000 fois plus éloigné (18,7 [[mégaparsec|Mpc]]), mais estimé près de 1000 fois plus massif. Ce trou noir pourrait ainsi devenir le second trou noir imagé après celui de la Voie Lactée<ref>{{en}} T. P. Krichbaum ''et al.'', ''Towards the Event Horizon - The Vicinity of AGN at Micro-Arcsecond Resolution'', comptes rendus du 7{{e}} symposium européen sur les réseaux VLBI ([[Tolède]], [[Espagne]], 12-15 octobre 2004). {{arxiv|astro-ph/0411487}}.</ref>{{,}}<ref>{{en}} M. Miyoshi ''et al.'', ''An approach Detecting the Event Horizon of SGR A*'', ''ibid.''. {{arxiv|astro-ph/0412289}}.</ref>. === Exemples de trous noirs stellaires === [[Cygnus X-1]], détecté en [[1965]], est le premier objet astrophysique connu contenant un trou noir. C’est un [[étoile binaire|système binaire]] constitué d’un trou noir en rotation et d’une [[étoile géante]]. Les systèmes binaires stellaires qui contiennent un trou noir avec un disque d’accrétion formant des jets sont appelés [[microquasar]]s, en référence à leurs parents extragalactiques&nbsp;: les [[quasar]]s. Les deux classes d’objets partagent en fait les mêmes processus physiques. Parmi les microquasars les plus étudiés, on notera [[GRS 1915+105]], découvert en [[1994]] pour avoir des jets [[vitesse supraluminique|supraluminiques]]. Un autre cas de tels jets fut détecté dans le système [[GRO J1655-40]]. Mais sa distance est sujette à controverse et ses jets pourraient ne pas être supraluminiques. Notons aussi le microquasar très spécial [[SS 433]], qui a des jets persistants en [[précession]], et où la matière se déplace par paquets à des vitesses de quelques fractions de la vitesse de la lumière. === Exemples de trous noirs supermassifs === [[Image:BlackHole1.jpg|thumb|400px|Image composite en fausses couleurs d’une galaxie contenant un trou noir supermassif produisant des [[jet (astrophysique)|jets]]. L’image est décomposée en bleu pour les [[rayon X|rayons X]] observé par le [[satellite artificiel|satellite]] [[Chandra]], en jaune l’image dans le domaine optique prise par le [[Digitized Sky Survey]], en vert l’image du [[NRAO]] dans le domaine [[Radioélectricité|radio]], et finalement en rouge l’image radio dans la [[fréquence]] spécifique à la raie à 21 [[cm]] de l’[[hydrogène]]. L’image illustre bien la complémentarité des observations dans des [[longueur d'onde|longueurs d’onde]] très différentes pour étudier les différents aspects des trous noirs. Ici les rayons X montrent les jets et le gaz chaud, l’image optique les [[étoile]]s et la poussière interstellaire, l’image radio les jets également, et l’image de l’hydrogène à 21 cm montre la distribution du gaz froid.]] Les candidats trous noirs supermassifs ont premièrement été les [[noyau actif de galaxie|noyaux actifs de galaxie]] et les [[quasar]]s découverts par les [[radioastronomie|radioastronomes]] dans les années 1960. Cependant, les observations les plus convaincantes de l’existence de trous noirs supermassifs sont celles des orbites des étoiles autour du [[centre galactique]] appelé Sagitarius A*. L’orbite de ces étoiles et les vitesses atteintes, ont permis aujourd’hui d’exclure tout autre type d’objet qu’un trou noir supermassif à cet endroit de la galaxie. Par la suite, des trous noirs supermassifs ont été détectés dans de nombreuses autres galaxies. En février [[2005]], une étoile géante bleue, appelée [[SDSS J090745.0+24507]] fut observée quittant notre galaxie avec une vitesse deux fois supérieure à la [[vitesse de libération]] de la [[Voie lactée]], soit 0,0022 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 [[novembre]] [[2004]], une équipe d’astronomes a rapporté la découverte du premier trou noir de masse intermédiaire dans notre galaxie et orbitant à seulement trois [[Année-lumière|années-lumière]] du centre galactique. Ce trou noir aurait une masse d’environ 1300 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<ref>{{en}} Voir [[J.-P. Maillard]] ''et al.'', ''The nature of the Galactic Center source IRS 13 revealed by high spatial resolution in the infrared'', ''[[Astronomy and Astrophysics]]'', '''423''', 155-167, 2004, {{arxiv|astro-ph/0404450}}</ref>. Cette observation conforte l’idée que les trous noirs supermassifs grandissent en absorbant des étoiles et autres trous noirs, qui pourra être confirmée par l’observation directe des [[onde gravitationnelle|ondes gravitationnelles]] émises par ce processus, par l’intermédiaire de l’[[interféromètre]] spatial [[LISA]]. En juin [[2004]], des [[astronome]]s ont trouvé un trou noir supermassif, appelé [[Q0906+6930]], au centre d’une [[galaxie]] lointaine d’environ 12,7 milliards d’[[Année-lumière|années-lumière]], c’est-à -dire lorsque l’univers était encore très jeune<ref>{{en}} [[Roger W. Romani]] ''et al.'', ''Q0906+6930&nbsp;: The Highest-Redshift Blazar'', ''[[Astrophysical Journal]]'', '''610''', L9-L12 (2004), {{arxiv|astro-ph/0406252}}</ref>. Cette observation montre que la formation des trous noirs supermassifs dans les galaxies est un phénomène relativement rapide. == Trous noirs et physique fondamentale == === Théorèmes sur les singularités === 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 à [[Stephen Hawking]] et [[Roger Penrose]] a montré qu’il n’en était rien&nbsp;: la formation des trous noirs peut se produire dans une variété de conditions extrêmement génériques. Pour des raisons évidentes, ces travaux ont été nommés [[théorèmes 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. === Singularités nues et censure cosmique === {{article détaillé|Principe de censure cosmique}} Au centre d’un trou noir se situe une [[singularité 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&nbsp;: 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 de [[singularité nue]]. De telles configurations sont extrêmement difficiles à étudier en pratique, car la prédiction du comportement de la singularité reste toujours impossible&nbsp;; mais cette fois, il influence l’univers dans lequel nous vivons. L’existence de singularités nues a donc pour conséquence l’impossibilité d’une évolution [[déterminisme|déterministe]] de l’univers dans l’état des connaissances actuelles<ref>L’élaboration d’une théorie de la [[gravité quantique]] est la condition de résolution de ce problème.</ref>. Pourtant, les trous noirs de [[Trou noir de Kerr|Kerr]] ou de [[Trou noir de Reissner-Nordström|Reissner-Nordström]] (ainsi que le cas général de [[Trou noir de Kerr-Newman|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 projetés 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. Au final, le rapport charge/masse du trou noir « saturerait » juste en dessous de la valeur critique<ref>Ce résultat peut s'interpréter autrement dans le cadre de la [[thermodynamique des trous noirs]] : dans ce cadre, il est équivalent avec le [[troisième principe de la thermodynamique]] qui indique l'inaccessibilité du [[zéro absolu]] par un nombre fini de transformations thermodynamiques.</ref>. Ces éléments, ainsi que des considérations plus fondamentales, ont conduit le mathématicien anglais [[Roger Penrose]] à formuler en [[1969 en science|1969]] l’hypothèse dite de la [[principe de censure cosmique|censure 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 et [[Kip Thorne]] et [[John Preskill]] d’autre part, ces derniers ayant parié que des singularités nues pouvaient exister. En [[1991 en science|1991]], [[Stuart L. Shapiro]] et [[Saul 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 un [[ajustement fin]] des conditions initiales pour mener à la formation des singularités nues. Leur formation est donc ''possible'', mais en pratique extrêmement ''improbable''. En [[1997 en science|1997]] 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. === Entropie des trous noirs === {{article détaillé|Entropie des trous noirs}} En [[1971 en science|1971]], le physicien britannique [[Stephen 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 la [[deuxième 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 la [[thermodynamique]] 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 physicien [[Jacob 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 radiation 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 de [[théorie 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 au [[radiation Hawking|rayonnement 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<ref>Elle est égale au quart de la surface de l’horizon en [[unité de Planck|unités de Planck]], c’est-à -dire dans un système d’unités où la [[vitesse de la lumière]] ''c'', la [[constante de Newton]] ''G'', la [[constante de Planck réduite]] <math>\hbar</math> et la [[constante de Boltzmann]] ''k''<sub>B</sub> sont toutes égales à 1. Voir l’article [[entropie des trous noirs]] pour plus détails.</ref>. C’est un résultat universel qui peut être appliqué dans un autre contexte aux [[modèle cosmologique|modèles cosmologiques]] comportant eux aussi un [[Horizon (trou noir)|horizon]] comme par exemple l’[[univers de de Sitter]]. L’[[ensemble microcanonique|interprétation microscopique]] de cette entropie reste par contre un problème ouvert, auquel la [[théorie des cordes]] a cependant réussi à apporter des éléments de réponse partiels. Il a été ensuite montré que les trous noirs sont des objets 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<ref>{{en}} Raphael Bousso ''[http://arxiv.org/abs/hep-th/0203101 The holographic principle]'', Reviews of Modern Physics, 74 825-874 (2002)</ref>{{exp|,}}<ref>{{en}} Parthasarathi Majumdar, ''Black Hole Entropy and Quantum Gravity''. Talk given at the National Symposium on Trends and Perspectives in Theoretical Physics, Calcutta, India, Apr 1998. {{arxiv|gr-qc/9807045}}</ref>. Ce constat a amené les physiciens [[Gerard 't Hooft|Gerard ’t Hooft]] et ensuite [[Leonard Susskind]] à proposer un ensemble d’idées, appelé [[principe 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’un [[hologramme]] 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 et [[thermodynamique]], la [[thermodynamique des trous noirs]], qui pourrait aider dans la compréhension d’une théorie de la [[gravité quantique]]. === Évaporation et radiation de Hawking === {{article détaillé|Évaporation des trous noirs}} En [[1974 en science|1974]], [[Stephen Hawking]] appliqua la [[théorie 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 une radiation (proche d’une radiation thermique) aujourd’hui appelée [[rayonnement de Hawking]]<ref>S. W. Hawking, '' Particle creation by black holes'', ''Commun. Math. Phys.'', '''43''', 199-220 (1975) [http://projecteuclid.org/Dienst/UI/1.0/Summarize/euclid.cmp/1103899181 Voir en ligne], Erratum, ''ibid'', '''46''', 206-206 (1976).</ref>&nbsp;: les trous noirs ne sont donc pas complètement « noirs ». La radiation de Hawking correspond en fait à un [[spectroscopie|spectre]] de [[corps noir]]. On peut donc y associer la « [[température]] » du trou noir, qui est inversement proportionnelle à sa taille<ref>En terme 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 10{{exp|38}} fois la [[longueur de Planck]]. Sa température est donc de l’ordre de 10{{exp|-38}} fois la [[température de Planck]], qui vaut dans les 10{{exp|32}} [[kelvin]]s. La température d’un trou noir stellaire est donc de l’ordre de 10{{exp|-6}} kelvins.</ref>. De ce fait, plus le trou noir est important, plus sa température est basse. Un trou noir de la masse de la [[planète]] [[Mercure (planète)|Mercure]] aurait une température égale à celle du rayonnement de [[fond diffus cosmologique]] (à peu près 2,73 [[kelvin]]s). Si le trou est plus massif, il sera donc plus froid que la température du fond et accroîtra son énergie plus vite qu’il n’en perdra ''via'' la radiation 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 inenvisageable. 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, le trou noir devient plus petit, donc plus chaud. Certains astrophysiciens ont proposé que l’évaporation complète de trous noirs produirait un flash de [[rayon gamma|rayons 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 du [[satellite artificiel|satellite]] [[Europe|européen]] [[International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory|INTEGRAL]]<ref>Voir par exemple Azar Khalatbari, ''Trous noirs primordiaux&nbsp;: Les poids plume disparus'', [[Ciel & Espace]], juin 2002 [http://www.obs.ujf-grenoble.fr/osug/component/option,com_docman/task,doc_download/gid,29/ Voir en ligne].</ref>. === Paradoxe de l’information === {{article détaillé|Théorème de calvitie}} Une question de physique fondamentale encore irrésolue au début du {{XXIe siècle}} est le fameux [[paradoxe]] de l’information. En effet, en raison du [[théorème de calvitie]] déjà cité, il n’est pas possible de déterminer ''a 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 ou pas&nbsp;? Des considérations générales sur ce que devrait être une théorie de la [[gravité quantique]] suggèrent qu’il ne peut y avoir qu’une quantité finie et limitée d’entropie (i.e. 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 de la radiation 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 de la radiation de Hawking est déterminé de manière unique par l’histoire de ce qui est tombé dans le trou noir&nbsp;? 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 sa radiation&nbsp;? En d’autres termes, est-ce que les trous noirs sont, ou ne sont pas, déterministes&nbsp;? Cette propriété est bien sûr conservée dans la relativité générale comme dans la physique classique, mais pas dans la [[mécanique quantique]]. Pendant de longues années, [[Stephen Hawking]] a maintenu sa position originelle de 1975 voulant que la radiation de Hawking soit entièrement thermique, et donc complètement aléatoire, représentant ainsi une nouvelle source d’information non-déterministe. Cependant, le 21 [[juillet]] [[2004 en science|2004]], il présenta un nouvel argument, allant à l’opposé de sa première position<ref name="gr17">{{en}} [http://www.slac.stanford.edu/spires/find/hep/www?irn=6536760 ''Black holes and the information paradox.''] Prepared for GR17: 17th International Conference on General Relativity and Gravitation, Dublin, Irlande, 18-24 juillet 2004</ref>{{exp|,}}<ref>{{en}} Voir l’[http://www.nature.com/news/2004/040712/full/040712-12.html article] (payant) du [[magazine]] anglais ''[[Nature (journal)|Nature]]'', intitulé « ''Hawking changes his mind about black holes'' » (« Hawking a changé d’avis sur les trous noirs »).</ref>{{exp|,}}<ref>Voir aussi l’[http://www.space.com/news/hawking_bet_040716.html article] sur le site [http://www.space.com space.com].</ref>. 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 de la radiation 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 la [[communauté scientifique]] spécialisée soit absolument convaincue par les arguments présentés par Hawking<ref>{{en}} [http://math.ucr.edu/home/baez/week207.html '' This Week’s Finds in Mathematical Physics (Week 207)''], entrée dans le [[blog]] de [[John Baez]] consacrée à la conférence GR17 de Dublin 2004.</ref>. Mais Hawking lui-même fut suffisamment convaincu pour régler le pari qu’il avait fait en 1997 avec le physicien [[John Preskill]] de [[Caltech]], provoquant ainsi un énorme intérêt des médias. En juillet [[2005]], l’annonce de Hawking a donné lieu à une [[publication scientifique|publication]] dans la revue ''[[Physical Review]]''<ref name="information paradox">{{en}} S. Hawking, ''Information Loss in Black Holes'', [[Physical Review D]], '''72''', 084013 (2005) {{arxiv|hep-th/0507171}}</ref> 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<ref>{{en}}[http://motls.blogspot.com/2005/07/hawking-and-unitarity.html Article du blog de Lubos Motl consacré à la résolution d’Hawking du paradoxe de l’information pour les trous noirs.]</ref>{{exp|,}}<ref>{{en}} [http://www.slac.stanford.edu/spires/find/hep?c=PHRVA,D72,084013 Citations scientifiques de l’article de Hawking] d’après la base de données [[SPIRES]].</ref>. === Trous noirs et trous de ver === [[Image:Trou-de-ver.gif|thumb|Schéma d’un trou de ver.]] {{article détaillé|Trou de ver}} 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 appelée [[trou de ver]] ou plus rarement pont d’Einstein-Rosen. De telles configurations ont beaucoup inspiré les auteurs de [[science-fiction]] (voir par exemple les références de la section [[#Culture populaire|Culture populaire]]) car elles proposent un moyen de voyager très rapidement sur de grandes distances, voire [[voyage dans le temps|voyager 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<ref>Voir livre de [[Robert M. Wald]] dans la section [[#Bibliographie|bibliographie]], page 156.</ref>. == Culture populaire == Quand on parle de « culture populaire » à propos de trou noir, on pense souvent à [[science-fiction]]. On y trouve, au cinéma ou dans le domaine littéraire, beaucoup d’inspiration. === Dans les films === * ''[[Le Trou noir]]'' (1979), de [[Gary Nelson]], est un film des studios [[Walt Disney|Disney]]. * ''[[Event Horizon, le vaisseau de l'au-delà ]]'' (1997), de [[Paul W.S. Anderson]]. * ''[[Sphère (film)|Sphère]]'' (1998), de [[Barry Levinson]]. * {{en}} [http://www.scifi-universe.com/fiche_media.asp?media_id=11269 ''The Void''] (2001), de [[Gilbert M. Shilton]]. * ''[[Donnie Darko]]'' (2001), de [[Richard Kelly]]. * ''[[Contact (film)|Contact]]'' (1997), de [[Robert Zemeckis]], où il est fait mention d'un pont Einstein-Rosen. * Dans la mythologie de ''[[La Guerre des étoiles]]'', Evona, l’un des deux soleils du système dont est originaire le peuple des [[Hutt]] a été englouti par un trou noir. === Dans la littérature === * L’essai ''Eureka'' écrit en [[1848]] par [[Edgar Allan Poe]] qui inclut une intuition cosmologique qui anticipe les trous noirs et la théorie du Big Bang. * ''[[Les Cantos d'Hypérion]]'', de [[Dan Simmons]]. * ''[[Contact (roman)|Contact]]'', de [[Carl Sagan]], adapté au cinéma (voir ''[[Contact (film)|Contact]]''). * ''[[La Grande Porte]]'', de [[Frederik Pohl]]. * Une [[singularité nue]] et ses effets non déterministes sont à la base du livre ''[[Radix]]'', de l’auteur américain [[Alfred Angelo Attanasio]], paru en [[1981]]. * Dans les romans ''[[Ilium (roman)|Ilium]]'' et ''[[Olympos (roman)|Olympos]]'' de [[Dan Simmons]], des trous de ver entre trous noirs [[brane|branaires]] (''brane holes'') sont utilisés comme moyen de transport par les Moravecs pour se déplacer à travers le [[système solaire]]. * Le roman de l’auteur américain [[John Varley]], ''Le Canal Ophite'' parle de « chasseurs de trous noirs ». * ''[[Le Festin des dieux]]'' (1991) par l’écrivain [[Éric Jacob]]. === Dans les séries télévisées === * [[Andromeda (série télévisée)|Andromeda]], le protagoniste et son vaisseau (Andromeda) sont happés par un trou noir et y sont prisonniers dans le temps pendant 300 ans. * ''[[Babylon 5]]'', le voyage spatial est rendu possible par des zones de singularité créées artificiellement. * ''[[Stargate SG-1]]'', dans l’épisode 16 de la saison 2, [[Stargate Command|SG-10]] en mission sur P3W-451 est confronté à l’apparition d’un trou noir. * ''[[Stargate SG-1]]'', dans l’épisode 6 de la saison 9, une planète s’effondre en un trou noir par la volonté des [[Ori]], afin d’activer une porte des étoiles géante. * ''[[Stargate SG-1]]'', les vaisseaux interplanétaires se déplacent rapidement grâce à un « saut dans l'hyperespace ». Celui-ci est relié à la théorie des trous noirs (voir graphique sur les trous de ver). * ''[[Stargate SG-1]]'', dans l'épisode 3 de la saison 10, [[SG-1]] utilise un trou noir pour bloquer la super-porte des Oris. * ''[[Sliders]]'', les héros glissent de monde en monde grâce à un pont d’Einstein-Rosen. === En musique === * La chanson ''Cygnus X-1'' de l’album ''A Farewell to Kings'' (1977) par le groupe [[Rush (groupe)|Rush]] * La chanson ''Black Holes'' de l’album ''Great White North'' (1981) par [[Bob & Doug MacKenzie]] * La chanson ''Supermassive Black hole'' de l'album ''[[Black Holes and Revelations]]'' (2006) par le groupe [[Muse (groupe)|Muse]] * La chanson ''Black Hole Sun'' de l'album ''[[Superunknown]]'' (1994) par le groupe [[Soundgarden]] * La chanson "Kids of the Black Holes" du groupe [[Thrice]] === En bande dessinée === * Le [[comics]] ''[[Warheads]]'' (édité par [[Marvel UK]]) décrit les aventures de mercenaires se servant de trous noirs pour se déplacer à travers l’espace. * Dans la [[bande dessinée]] [[Lobo (comics)|Lobo]]/[[The Mask]] (édité par [[DC Comics]] et [[Dark Horse]]), l'aventure réunit les 2 héros dans une chasse contre un monstre ayant détruit plusieurs galaxies. On y retrouve un bar improvisé sur un morceau de météorite flottant près d'un trou noir. [[Lobo (comics)|Lobo]], s'étant emparé du Masque, se transporte dans le passé grâce à un [[trou de ver]]. Il devient ainsi le monstre à la poursuite duquel il s'était lancé. * Dans la bande dessinée [[Universal War One]], un [[trou de ver]] est au cÅ“ur de l'intrigue. === Dans le domaine du jeu vidéo === * ''[[Outcast (jeu vidéo)|Outcast]]'' où la Terre est menacée d’être engloutie par un trou noir, après un accident. * ''[[Star Fox (jeu vidéo)|Star Fox]]'', notamment le premier jeu de la série (''[[Star Wing]]'') ou l’''Arwing'' peut voyager d'une partie de l'espace à une autre grâce à un trou noir. * ''[[Super Mario Galaxy]]'' où Mario ne doit jamais tomber dans le vide de l'espace sous peine d'être aspiré par un trou noir. * ''[[Ratchet and Clank]]'' 3 où le héros peut disposer à un moment du jeu d'un Pistolet lanceur de trous noirs nommé le Fissurateur, aspirant tous les enemis s'en approchant les réduisant à néant. == Notes et références == {{références|colonnes=2}} ==Voir aussi == {{Autres projets| commons=Category:Black hole| wikt=trou noir| <!--Wiktionnaire--> v=| <!--Wikiversité--> b=| <!--Wikilivre--> s=| <!--Wikisource--> q=| <!--Wikiquote--> n=| <!--Wikinews--> }} === Liens internes === {{colonnes|taille = 33| * '''Articles connexes''' ** [[Observation et détection des trous noirs]] ** [[Entropie des trous noirs]] ** [[Évolution des étoiles]] ** [[Étoile à neutrons]] ** [[Naine blanche]] ** [[Singularité nue]] ** [[Trou noir acoustique]] ** [[Trou noir extrémal]] ** [[Principe holographique]] ** [[Correspondance AdS/CFT]] ** [[Corde noire]] ** [[Évaporation des trous noirs]] ** [[Théorème de calvitie]] * '''Sur les trous noirs astrophysiques''' ** [[Trou noir stellaire]] ** [[Trou noir supermassif]] ** [[Trou noir intermédiaire]] ** [[Trou noir primordial]] * '''Sur les quatre types de trous noirs théoriques''' ** [[Trou noir de Schwarzschild]] ** [[Trou noir de Kerr]] ** [[Trou noir de Reissner-Nordström]] ** [[Trou noir de Kerr-Newman]] * '''Objets théoriques''' ** [[Trou blanc]] ** [[Trou de ver]] * '''Physiciens impliqués dans l’étude des trous noirs''' ** [[Albert Einstein]] ** [[Subrahmanyan Chandrasekhar]] ** [[Robert Oppenheimer]] ** [[Karl Schwarzschild]] ** [[John Wheeler]] ** [[Kip Thorne]] ** [[Roger Penrose]] ** [[Stephen Hawking]] ** [[Brandon Carter]] ** [[Jean-Pierre Luminet]] * '''Référence en fiction''' ** [[Le Trou noir]] }} === Liens externes === * {{fr}} [http://www.futura-sciences.com/comprendre/d/dossier4-1.php Trou noir], dossier introductif par futura-sciences.com * {{fr}} [http://lpsc.in2p3.fr/ams/aurelien/aurelien/cern.pdf Recherche de nouvelle physique avec les micro trous noirs] A. Barrau & J. Grain, CERN. * {{fr}} [http://perso.orange.fr/trounoir/ Les trous noirs] * {{en}} [http://cosmology.berkeley.edu/Education/BHfaq.html Foire aux questions sur les trous noirs], par [[Ted Bunn]] astrophysicien à l’[[Université de Californie (Berkeley)|Université de Californie à Berkeley]] * {{en}} [http://www.hubblesite.org/go/blackholes Black Holes: Gravity’s Relentless Pull] Site web multi-média du [[Space Telescope Science Institute]] à propos de la physique des trous noirs. * {{en}} [http://hepguru.com/blackholes/ Projet étudiant, avec une section «&nbsp;enfant&nbsp;»] * {{en}} [http://www.mpe.mpg.de/ir/GC/index.php Article sur les candidats trous noirs], avec un film de l’orbite des étoiles les plus proches du centre de notre [[Voie lactée|Galaxie]], de l’[[Institut Max Planck]] * {{en}} [http://www.sciencedaily.com/news/space_time/black_holes/ Actualités de la recherche sur les trous noirs] sur le site de [http://www.sciencedaily.com/ ScienceDaily] * {{en}} [http://www.sciam.com/article.cfm?chanID=sa006&articleID=0004567B-11FB-1EDD-8E1C809EC588EF21 Scientific American Magazine ({{numéro}} de juillet 2003) The Galactic Odd Couple - giant black holes and stellar baby booms] * {{en}} [http://www.youtube.com/watch?v=hoLvOvGW3Tk Animation en anglais sur les trous noirs, les supernovae et les naines blanches] === Bibliographie === * '''Ouvrages de vulgarisation''' ** {{fr}} [[Kip Thorne|Kip S. Thorne]], ''Trous noirs et distorsions du temps'', Champs Flammarion, 1994. {{ISBN|9782082112215}} {{Commentaire biblio|Un classique mêlant les aspects historiques et techniques du sujet. Très complet.}} ** {{fr}} [[Jean-Pierre Luminet]], ''Les trous noirs'', Points, coll. Sciences, 1992. {{ISBN|9782020159487}} {{Commentaire biblio|Même s’il date un peu, excellent livre pour s’informer, de la part d’un spécialiste reconnu mondialement.}} ** {{fr}} [[Jean-Pierre Luminet]], ''Le destin de l’univers — Trous noirs et énergie sombre'', [[Fayard (édition)|Fayard]], coll. Le temps des sciences, 2006. {{ISBN| 9782213630816}} {{Commentaire biblio|Réactualisation du précédent.}} ** {{fr}} [[Stephen Hawking]], [[Roger Penrose]], ''La nature de l’espace et du temps'', Folio essais, 1996. {{ISBN|9782070744657}} ** {{fr}} [[Isaac Asimov]], ''Trous noirs — l’explication scientifique de l’univers en contraction'', éd. L’étincelle, 1978. {{Commentaire biblio|Livre rare difficile à trouver.}} ** {{fr}} [[Stephen Hawking]], ''Une brève histoire du temps'', (1999) {{ISBN|9782080812384}} {{Commentaire biblio|Un best-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}} Jacob Bekenstein, ''Of Gravity. Black Holes and Information'', Di Renzo Editore, 2006, {{ISBN|8883231619}}. * '''Articles de magazines''' ** {{fr}} ''Les trous noirs'', dossier Hors Série du magazine « [[Pour la Science]] », 1997 {{ISSN|01534092}}. {{Commentaire biblio|Épuisé sur le site de la revue, mais apparemment disponible sur CD.}} ** {{fr}} Aurélien Barrau et Gaëlle Boudoul, ''Où sont passés les trous noirs primordiaux'', article du magazine « [[La recherche]] », 2004 {{Commentaire biblio|Le fichier [http://lpsc.in2p3.fr/ams/aurelien/aurelien/Barrau_trousnoirs_.pdf PDF] est disponible sur le [http://lpsc.in2p3.fr/ams/aurelien/ site web] personnel d’Aurélien Barrau.}} * '''Ouvrages et articles techniques''' ** {{en}} [[Edwin Taylor|Edwin F. Taylor]] & [[John Wheeler|John A. Wheeler]], ''Exploring black holes: introduction to general relativity'', Benjammin/Cummings (2000) {{ISBN|020138423X}}. {{Commentaire biblio|Pour un lecteur qui connaît les principes de la [[relativité restreinte]], Wheeler et Taylor introduisent les idées de la [[relativité générale]] à partir du concept de trou noir, en utilisant le minimum de [[mathématiques]] possible&nbsp;: [[métrique (mathématiques)|métrique]]s, [[algèbre]], [[calcul différentiel et intégral]] de base (pas de [[géométrie différentielle]], ni de [[tenseur]]s). Accessible dès le niveau premier cycle universitaire.}} ** {{en}} [[Subrahmanyan Chandrasekhar]], ''The mathematical theory of black holes'', Oxford University Press (1983) {{ISBN|0198503709}}. {{Commentaire biblio|La théorie mathématique des trous noirs, par le grand astrophysicien théoricien d’origine indienne. Niveau troisième cycle universitaire.}} ** {{en}} [[Kip Thorne]], [[Richard H. Price]] & [[Douglas Alan Macdonald]], ''Black holes&nbsp;: the membrane paradigm'', [[Yale University Press]], New Heaven (1986) {{ISBN|0300037694}} ** {{en}} [[Stuart Louis Shapiro]] & [[Saul Arno Teukolsky]], ''Black holes, white dwarfs and neutron stars&nbsp;: the physics of compact objects'', [[John Wiley]], New York (1983). {{ISBN|978-0-471-87316-7}} ** {{Livre Wald}}. ** {{Livre KraSteMcCHer}}. * '''Aspects historiques''' ** {{en}} [[Brandon Carter]]&nbsp;; ''Half century of black-hole theory&nbsp;: from physicists’ purgatory to mathematicians’ paradise'', dans&nbsp;: L. Mornas (ed.)&nbsp;; «&nbsp;Encuentros Relativistas Espanoles: A Century of Relativity Theory&nbsp;», Oviedo (2005). {{Commentaire biblio|Texte complet disponible sur [[arXiv]]&nbsp;: [http://arxiv.org/abs/gr-qc/0604064 gr-qc/0604064]}} === Filmographie === * Alain Riazuelo, Sylvie Rouat & Patrice Desenne, ''Voyage au cÅ“ur d'un trou noir'', [[Sciences et Avenir]], 2008, France. {{Etoile}} {{Portail|Astronomie|Cosmologie}} {{Article de qualité|oldid=12123045|date=29 novembre 2006 }} [[Catégorie:Trou noir|*]] {{Lien AdQ|bg}} {{Lien AdQ|he}} {{Lien BA|ru}} {{Lien AdQ|sk}} {{Lien BA|sv}} {{Lien AdQ|vi}} [[af:Swartkolk]] [[ar:ثقب أسود]] [[ast:Furacu prietu]] [[az:Qara çuxur]] [[bg:Черна дупка]] [[bn:কৃষà§à¦£ বিবর]] [[br:Toull du]] [[bs:Crna rupa]] [[ca:Forat negre]] [[cs:ÄŒerná dÃra]] [[da:Sort hul]] [[de:Schwarzes Loch]] [[el:ΜαÏÏη Ï„ÏÏπα]] [[en:Black hole]] [[eo:Nigra truo]] [[es:Agujero negro]] [[et:Must auk]] [[eu:Zulo beltz]] {{Lien AdQ|eu}} [[fa:سیاه‌چاله ÙØ¶Ø§ÛŒÛŒ]] [[fi:Musta aukko]] [[fy:Swart gat]] [[ga:Dúpholl]] [[gl:Burato negro]] [[gu:કાળà«àª‚ કાણà«àª‚]] [[gv:Towl doo]] [[he:חור שחור]] [[hi:काल कोठरी]] [[hr:Crna rupa]] [[hu:Fekete lyuk]] [[id:Lubang hitam]] [[io:Nigra truo]] [[is:Svarthol]] [[it:Buco nero]] [[ja:ブラックホール]] [[ka:შáƒáƒ•ი ხვრელი]] [[ko:블랙홀]] [[ku:Çala ReÅŸ]] [[la:Gurges ater]] [[lmo:Büüs negru]] [[lt:Juodoji skylÄ—]] [[lv:Melnais caurums]] [[ml:തമോദàµà´µà´¾à´°à´‚]] [[ms:Lohong hitam]] [[mt:Toqba sewda]] [[nl:Zwart gat]] [[nn:Svart hòl]] [[no:Sort hull]] [[nov:Nigri true]] [[pl:Czarna dziura]] [[pt:Buraco negro]] [[ro:Gaură neagră]] [[ru:Ð§Ñ‘Ñ€Ð½Ð°Ñ Ð´Ñ‹Ñ€Ð°]] [[scn:Purtùsu nìuru]] [[sco:Black hole]] [[sh:Crna rupa]] [[simple:Black hole]] [[sk:ÄŒierna diera]] [[sl:ÄŒrna luknja]] [[sq:Vrima e zezë]] [[sr:Црна рупа]] [[sv:Svart hÃ¥l]] [[ta:கரà¯à®™à¯à®•à¯à®´à®¿]] [[te:కాలబిలమà±]] [[th:หลุมดำ]] [[tl:Black hole]] [[tr:Kara delik]] {{Lien AdQ|tr}} [[uk:Чорна діра]] [[ur:ثقب اسود]] [[uz:Qora tuynuk]] [[vi:Hố Ä‘en]] [[yi:שוו×רצע ל×ך]] [[zh:黑洞]] [[zh-min-nan:O͘-khang]] [[zh-yue:黑洞]]</text> </revision> </page>