Que fait un trou noir?
Trou noir
Un trou noir est un objet astrophysique dont la relativité générale dit qu'il est provoqué par une masse suffisamment concentrée pour qu'elle ne cesse de s'effondrer sur elle-même du fait de sa propre gravitation, arrivant même à se concentrer en un point appelé singularité gravitationnelle. Les effets de la concentration de cette masse permettent de définir une sphère, appelée "l'horizon des évènements du trou noir", dont aucun rayonnement et aucune matière ne peut s’échapper. En effet, sa masse est telle, que même la lumière et ses photons ne peut échapper à son attraction gravitationnelle et parvenir à notre rétine (ou tout appareil d'observation). La vitesse de libération d'un trou noir n'étant pas atteignable par la lumière dont la vitesse est une constante physique indépassable, on convient qu'il est impossible d'échapper à l'attraction gravitationnelle d'un trou noir. Cette sphère est centrée sur la singularité et son rayon 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.
Introduction à la relativité générale
Plusieurs propriétés font des trous noirs les sources les plus prometteuses d'ondes gravitationnelles. Une raison est que les trous noirs sont les objets les plus compacts qui puissent orbiter autour l'un de l'autre dans un système binaire ; par conséquent, les ondes gravitationnelles émises par un tel système sont spécialement fortes. Une autre raison découle de ce qui est connu comme le théorème de calvitie, qui énonce qu'un trou noir ne dépend que de trois choses : sa masse, sa charge électrique et sa rotation, et non d'autres paramètres individuels divers. Cependant, pendant que la matière environnante tombe sur le trou noir, celui-ci se débarrasse de toutes ses autres propriétés géométriques (il "perd ses cheveux") en rayonnant des ondes gravitationnelles. Théorème de calvitie
Le lien entre théorème de calvitie et rayonnement de Hawking peut se comprendre en notant que du point de vue de la relativité générale, le trou noir peut être vu doté d'une entropie infinie, ce qui n'est rien d'autre que la formulation dans le cadre de la physique statistique du fait que presque toute l'information relative à la matière qui forme le trou noir est perdue. Or, la démonstration de l'existence du rayonnement de Hawking permet de montrer que les trous noirs sont en réalité dotés d'une entropie certes immense, mais finie. Il n'est malheureusement pas possible dans l'état actuel des connaissances d'associer cette entropie à un ensemble d'états différents qui caractériseraient le trou noir, mais il est vraisemblable que cette entropie soit en relation étroite avec l'information initiale. Une brève histoire du temps
L’un des défis de la physique théorique contemporaine est de parvenir à élaborer une « Théorie de grande unification » ("Grand Unified Theory", GUT), à savoir un modèle qui puisse décrire de manière unifiée et cohérente l’électromagnétisme, l’interaction nucléaire faible et l’interaction nucléaire forte, sous la forme d’une seule force fondamentale. L’unification au sein d’un même modèle théorique d’une GUT et de la dernière force fondamentale, la gravitation, serait une « théorie du Tout » ("Theory of Everything", TOE) ; l’idée étant que l’édification d’une GUT ouvrirait la voie vers une TOE. Un trou noir est un objet céleste si compact que l'intensité de son champ gravitationnel empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s’en échapper. Il est noir dans le sens où il n’émet ni ne réfléchit aucune lumière pour l’observateur lointain, ce qui le rend littéralement invisible. Les trous noirs sont des étoiles qui se sont effondrées sur elles-mêmes en un point, une singularité, et dont la gravité est si forte qu’elle aspire tout ce qui se trouve dans son champ gravitationnel, y compris, donc, les rayonnements lumineux. Seules les étoiles très massives, dont la masse est au moins égale à une fois et demi celle du Soleil, comme les supergéantes, sont suffisamment grandes pour devenir des trous noirs. Cette masse critique est appelée « limite de Chandrasekhar », du nom du scientifique indien à l’origine de cette découverte. En dessous de cette limite, l’étoile qui s’effondre ne devient pas un trou noir, mais un type différent d’étoile, plus petite. La frontière d’un trou noir est nommée « horizon des événements ». Un objet situé à l’intérieur de l’horizon des événements ne s’échappera jamais du trou noir. Trou noir
Une question de physique fondamentale encore irrésolue au début du est le fameux paradoxe de l'information. En effet, en raison du théorème de calvitie déjà cité, il n’est pas possible de déterminer "" 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 ? Blazar
Plus précisément, un noyau actif de galaxie est composé d'un trou noir très massif, autour duquel gravite un vaste disque d'accrétion, composé de gaz et de poussières, et de restes d'étoiles. Les abords du trou noir sont extrêmement chauds, à tel point que la partie la plus centrale de ce disque, où le gaz tombe continuellement vers le trou noir, émet souvent des rayons dont les fréquences s'étendent jusqu'aux rayons X et gamma. Trou noir
En astrophysique, un trou noir est un objet céleste si compact que l'intensité de son champ gravitationnel empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s’en échapper. Évaporation des trous noirs
L'évaporation est proportionnelle à la force de marée engendrée par le trou noir. La force de marée est d'autant plus grande que le trou noir est petit et donc léger. L'évaporation ayant pour effet de diminuer la masse et la taille du trou noir, le processus est divergent et l'évaporation - très lente au début - s'accélère de plus en plus. L'énergie des particules émises augmente avec la température du trou noir. En dessous d'une température limite, l'émission ne se produit qu'avec des particules de masse nulle comme les photons ou les gravitons et éventuellement les neutrinos. Au-dessus, l'émission de tous types de particules est possible, quoique ce régime ne concerne que la toute fin de l'évolution des trous noirs. Pendant la plus grande partie de leur existence, ceux-ci rayonnent de particules sans masse (voir ci-dessous). Un calcul célèbre ayant donné naissance à ce que l'on appelle la thermodynamique des trous noirs permet de montrer que l'on peut exprimer la masse formula_1 d'un trou noir en fonction de sa taille (en fait la surface formula_2 de son horizon), et des autres paramètres macroscopiques le caractérisant, à savoir, pour un trou noir de type astrophysique, sa charge électrique formula_3 et son moment cinétique formula_4. Il existe donc une fonction de la forme : La quantité formula_6 peut s'écrire sous la forme : où : Les calculs de Hawking sur l'évaporation des trous noirs indiquent que la température formula_10 qui peut leur être associée est donnée par : où : Maelstrom
Un maelstrom, ou maelström (souvent connu sous le nom de « trou noir de l'océan »), est un puissant tourbillon qui se forme dans une étendue d'eau. Il peut être créé par un courant de marée ou par le courant d'un fleuve. Nuclear Spectroscopic Telescope Array
Lorsque la matière tombe dans un trou noir, elle est portée à des températures de plusieurs millions de degrés et émet une grande quantité de rayons X. Ces rayons permettent d'identifier les trous noirs, par ailleurs indétectables dans la plus grande partie du spectre électromagnétique, et également d'estimer leur masse. Le trou noir supermassif (4 millions de fois la masse du Soleil) qui est situé au cœur de notre galaxie est ainsi masqué par la poussière stellaire et les gaz qui l'entourent mais peut être détecté grâce aux émissions de rayons X. L'un des objectifs de " est de rechercher les trous noirs stellaires (dont la masse est égale à plusieurs fois celle du Soleil) ou supermassifs présents dans notre galaxie et dans l'Univers en évaluant leur masse. Katie Bouman
L'observation d'un trou noir est rendue possible par la théorie selon laquelle les trous noirs peuvent être détectés comme des « ombres » apparaissant sur l'arrière-plan formé par les gaz chauds en rotation rapide autour d'eux. Lors d'une Conférence TED en 2016, elle prédit des résultats prometteurs bien qu’elle ait et la difficulté de restituer une image « réaliste » sans avoir de modèle de référence. Horizon des événements
Dans le cas d'un trou noir, en particulier, on peut définir son horizon des événements comme une surface qui l'entoure, d'où aucun objet, ni même un rayon de lumière ne peut jamais échapper du champ gravitationnel du trou noir. Cet horizon se trouve au niveau où la vitesse de libération à l'attraction gravitationnelle du trou noir devrait être supérieure à la vitesse de la lumière. Il s'agit d'une surface géométrique définie par la physique théorique (en relativité générale), et donc sans consistance matérielle, au contraire du cas des surfaces des planètes et des étoiles, gazeuses ou solides. Trou noir
Dans le cadre de la relativité générale, un trou noir est défini comme une singularité gravitationnelle occultée par un horizon "absolu" appelé "horizon des évènements". Selon la physique quantique, un trou noir est susceptible de s'évaporer par l'émission d'un rayonnement de corps noir appelé "rayonnement de Hawking". Micro-trou noir
Certaines théories impliquant des dimensions d'espace supplémentaires prédisent que des micro-trous noirs pourraient être formées à des énergies relativement basses, de l'ordre du TeV (téra-électron-volt) : c'est un domaine d'énergie qui sera accessible aux accélérateurs de particules tels que le LHC (Large Hadron Collider). La médiatisation de cette possibilité a provoqué des inquiétudes parmi la population. Cependant, les trous noirs quantiques éventuellement produits s'évaporeraient instantanément, soit en totalité, soit en laissant un résidu n’interagissant que très faiblement. En plus des arguments théoriques, on constate que les rayons cosmiques dont la Terre est bombardée continuellement n'ont produit aucun cataclysme, bien que leur énergie dans le centre de masse puisse atteindre des centaines de TeV. Trou noir
Un trou noir est un objet astrophysique qui 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 , 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. 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. Trou noir
Quand on parle de à propos de trou noir, on pense souvent à la science-fiction. On y trouve, au cinéma ou dans le domaine littéraire, beaucoup d’inspiration. Masse irréductible
En physique des trous noirs, le concept de masse irréductible correspond à la masse minimale que peut acquérir un trou noir à la suite des interactions avec son environnement, et sans tenir compte d’effets de mécanique quantique. Le terme de « masse » ci-dessus doit être compris comme la masse apparente d’un trou noir, telle qu’elle serait mesurée à grande distance de celui-ci par un observateur sensible à son champ gravitationnel. D’après les équations de la relativité générale, ce n’est pas la masse, mais l’énergie qui est responsable du champ gravitationnel. La masse irréductible correspond de ce fait à la portion de l’énergie totale du trou noir qui n’est pas de nature électromagnétique ou cinétique. Historique des trous noirs
Le mathématicien néo-zélandais Roy Kerr trouve en 1963 une solution décrivant un trou noir en rotation (dit trou noir de Kerr), dont l'effet est d'entraîner l'espace environnant dans son mouvement de rotation. Trou noir
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. Trou noir virtuel
Un trou noir virtuel (en anglais : "") est, en gravité quantique, un trou noir qui a une existence temporaire résultant d'une fluctuation quantique de l'espace-temps. Les trous noirs virtuels illustrent les phénomènes de mousse quantique et sont des analogues gravitationnels aux paires virtuelles électron-positron résultant de l'électrodynamique quantique. Des arguments théoriques suggèrent que des trous noirs virtuels pourraient avoir des masses de l'ordre de la masse de Planck, une durée de vie de l'ordre du temps de Planck, et qu'ils pourraient apparaître avec une densité approximative de un par volume de Planck. Trou noir
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 la charge électrique par une charge magnétique, c’est-à-dire créée par des 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 dimensions. Ceci permet d’exhiber des types de trous noirs ayant des propriétés parfois différentes de celles des trous noirs présentés ci-dessus. Transitions quantiques de Hall
À la suite d'une transition de Hall quantique, un trou noir devient instable et subit un type de transition en deux phases à des points divergents de la chaleur du trou noir. Pour l'assemblage à charge fixe, les trous noirs 0A sont sans transition de phase, et sont thermodynamiquement stables quel que soit le rapport masse / charge. Les particules sortantes du trou noir émettent un rayonnement de Hawking considéré comme l'effet tunnel des trous noirs chargés dans la théorie des cordes 0A. 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 termes de compacité, précèdent l’état de trou noir, sont ceux atteints par exemple par les naines blanches et les étoiles à neutrons. Dans le premier cas, c’est la pression de dégénérescence des électrons qui maintient la naine blanche dans un état d’équilibre face à la gravitation ; dans le second, c'est l’interaction forte qui maintient l’équilibre. Un trou noir ne peut se former à la suite de l’effondrement d’une naine blanche : celle-ci, en s’effondrant, initie des réactions nucléaires qui forment des noyaux plus lourds que ceux qui la composent. Ce faisant, le dégagement d’énergie qui en résulte est suffisant pour disloquer complètement la naine blanche, qui explose en supernova thermonucléaire (dite de ). Évaporation des trous noirs
Aucun processus astrophysique connu ne permet de réaliser des trous noirs de masse aussi petite, mais il est possible que de tels objets se soient formés dans l'univers primordial. De tels trous noirs primordiaux pourraient exister, et révéler leur signature par le phénomène d'évaporation. En effet, en fin d'évaporation, alors que le trou noir atteint une masse de quelques milliards de tonnes seulement, un trou noir rayonne à une température de l'ordre de 10 K, soit dans le domaine des rayons gamma, et pourrait laisser une signature observationnelle dans ce domaine de longueur d'onde. Trou noir de Schwarzschild
Le terme de trou noir "black hole" est inventé en 1967 par le physicien américain John Wheeler. Il avait déjà été imaginé au par Laplace : « Un astre lumineux de même diamètre que la Terre, dont la densité serait deux cent cinquante fois plus grande que celle du Soleil, ne laisserait en vertu de son attraction, parvenir aucun de ses rayons jusqu’à nous ». Cette idée n’a rien à voir ni avec la relativité générale ni avec Schwarzschild puisque prévu par la mécanique newtonienne. Trou noir
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 : 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 , 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. Trou noir
Un trou noir ne doit pas être confondu avec un trou blanc, ni avec un trou de ver, ni avec la matière noire. Trou noir
La zone sphérique qui délimite la région d’où lumière et matière 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’une planète ou d’une étoile. Il ne s’agit pas d’une région qui présente des caractéristiques particulières : un observateur qui franchirait l’horizon ne ressentirait rien de spécial (sinon d'éventuels violents effets 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 de surface de non-retour. Micro-trou noir
Une fois atteinte l'échelle de la masse de Planck, le trou noir aurait une température de T / 8π (5,6 × 10 K), ce qui signifie qu'une particule émise par rayonnement de Hawking aurait une énergie comparable à la masse du trou noir. À ce stade, le traitement thermodynamique n'est plus approprié, et le trou noir ne peut plus être décrit de façon classique. Trou noir
Les trous noirs supermassifs ont une masse comprise entre quelques millions et quelques milliards de masses solaires. Ils se trouvent au centre des galaxies et leur présence provoque parfois l’apparition de jets et du . Les noyaux de galaxies, qui sont ainsi plus lumineux qu’une simple superposition d’étoiles, sont alors appelés noyaux actifs de galaxies. Horizon (trou noir)
Le théoricien Karl Schwarzschild a été le premier à étudier sérieusement les trous noirs en tenant compte de la relativité générale. Il a ainsi mathématisé le rayon de Schwarzschild, qui définit le rayon minimum dans lequel une certaine masse doit être confinée afin de créer un trou noir, i.e. le rayon nécessaire pour que la force gravitationnelle engendrée par la masse amène une vitesse de libération égale à la vitesse de la lumière. Trou d'homme
Un trou d'homme (en allemand Mannloch) est un petit passage, généralement fermé par une porte verrouillable pour qu'un(e) technicien(ne) puisse accéder à des parties techniques d'un bâtiment ou d'une grande machine, telle qu'un véhicule. Généralement ovale, ce passage permet l'installation, le remplacement et l'entretien de dispositifs techniques : fils, mécaniques… Trou noir
Pour un observateur extérieur s’approchant de l'horizon, ce sont les effets 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 du champ 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. 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. Le Trou noir
Pour Siskel, l'idée de base d'une exploration spatiale d'un tour noir est intéressante. Ebert rappelle que le sujet du trou noir est descendu des tours d'ivoire de Cambridge vers les scientifiques américains de base jusqu'à pages comiques [de la presse]. Les possibilités de scénario sont ahurissantes et sa préférée est l'analogie avec l'évacuation d'une baignoire donnant sur un univers voisin. Il poursuit en expliquant que . Ebert critique le fait que l'on puisse voir le trou noir tourner depuis les fenêtres du vaisseau. Siskel compare aussi l'idée du trou noir à l'évacuation d'une baignoire dont on ne connait pas la destination et indique que tout le monde a déjà rêvé devant le tourbillon d'une baignoire. Mais Maslin considère que l'histoire d'une bande d'explorateurs et d'un méchant tyran de l'espace qui prétend être gentil, a un sentiment de bande dessinée et que dans les bandes dessinées c'est plutôt dans la gamme des livres pop-up. Le but final du scénario est la connaissance ultime tandis que le méchant cherche la mise en esclavage ou la destruction. La quête de l'antagoniste l'amène dans le trou noir du titre mais pousse l'équipe de production à réaliser un final grandiose surtout en comparaison avec l'heure et demi précédant ce final dans le avec la comédie simpliste semble un peu folle. Trou noir
Les trous noirs intermédiaires sont des objets récemment découverts et ont une masse entre 100 et . Dans les , les trous noirs de masse intermédiaire étaient supposés se former dans le cœur des amas globulaires mais aucune observation ne venait soutenir cette hypothèse. Des observations dans les ont montré l’existence de sources de  ultra-lumineuses (' en anglais, ou "ULX"). Ces sources ne sont apparemment pas associées au cœur des galaxies où l’on trouve les trous noirs supermassifs. De plus, la quantité de observée est trop importante pour être produite par un trou noir de solaires, accrétant de la matière avec un taux égal à la limite d’Eddington (limite maximale pour un trou noir stellaire). Ces trous noirs intermédiaires pourraient aussi résulter de l'effondrement d'étoile de : 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. Évaporation des trous noirs
Ainsi, un trou noir d'une masse solaire a une température de l'ordre du dix-millionième de kelvin. Cette température augmente à mesure que la masse du trou noir diminue. Il existe donc un effet d'emballement : plus le trou noir rayonne, plus il perd de l'énergie (sa masse va diminuer, voir ci-dessous), et plus il est chaud. Ceci n'est pas sans rappeler l'évolution stellaire, où une étoile est le siège de réactions nucléaires de plus en plus rapides à mesure que son évolution se poursuit. Trou noir
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 : 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 ; 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 déterministe de l’univers dans l’état des connaissances actuelles. Entropie des trous noirs
Enfin, en parallèle à ces travaux s'est développée ce qui s'est finalement appelé la thermodynamique des trous noirs, c'est-à-dire un ensemble d'analogies frappantes entre des propriétés bien connues des systèmes thermodynamiques et les paramètres décrivant les trous noirs. En particulier, une des formulations de la thermodynamique indique que la variation formula_4 de l'énergie interne s'exprime sous la forme d'une variation d'entropie formula_5 sous la forme où "T" représente la température du système, et où les points de suspension représentent d'autres termes éventuels qui dépendent du système considéré. Si l'on considère le trou noir le plus simple qui soit, un trou noir de Schwarzschild, alors la relation entre la masse "M" et la surface "A" de ce trou noir peut s'écrire où formula_8 est une quantité appelée gravité de surface, qui est une mesure de l'intensité du champ gravitationnel au voisinage du trou noir, et "G" la constante de gravitation. Le membre de gauche de cette équation représente une variation d'énergie (toujours par la formule E=mc²), qu'il est tentant d'identifier à la variation d'énergie interne en thermodynamique ordinaire, et par analogie, il est tentant d'identifier la surface du trou noir à une forme d'entropie. Cependant, là encore, rien de précis concernant la signification de la température associée au trou noir n'apparaît. Trou noir acoustique
Les principales propriétés observées aux alentours d'un trou noir se retrouvent ici. Néanmoins, entre les trajectoires des phonons et des photons très près de l'horizon, il apparaît des différences. En s'éloignant du trou noir acoustique, les particules adoptent la même trajectoire. Ainsi un observateur lointain ne pourra pas déterminer les conditions microscopiques de la production des phonons près de l'étranglement. On peut penser qu'il y a les mêmes effets pour les trous noirs. Futur d'un univers en expansion
Le Rayonnement de Hawking possède un spectre thermique. Au cours de la vie de la plupart des trous noirs, le rayonnement possède une basse température et a principalement la forme d’une particule sans masse, comme des photons et des gravitons hypothétiques. À mesure que la masse d’un trou noir diminue, sa température augmente, jusqu’à devenir comparable à celle du soleil au moment où la masse du trou noir a diminué de kilogrammes. Le trou produit alors une source de lumière temporaire lors de la pénombre générale de l’Ère du Trou Noir. Au cours des derniers états de son évaporation, un trou noir n’émettra pas seulement des particules sans masse, mais aussi des particules plus lourdes, tel que des électrons, positrons, protons, et des antiprotons. Trou noir
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 médias) car elles proposent un moyen de voyager très rapidement sur de grandes distances, voire 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. Trou noir ordinateur
Un Trou noir ordinateur ou Ordinateur cosmique quantique est un modèle de calcul ou de stockage de données hypothétique explorant les limites de la notion de calcul. Il peut être possible, en théorie, d'utiliser un trou noir comme dispositif de calcul ou de stockage de données, s'il est possible de trouver un mécanisme pratique pour en extraire l'information. Ce mécanisme pourrait être envisagé en exploitant l'évaporation des trous noirs si le paradoxe de l'information peut être résolu. La densité d'information serait alors égale à la limite de Bekenstein. Trou de ver
Les trous de ver sont des concepts purement théoriques : l'existence et la formation physique de tels objets dans l'Univers n'ont pas été vérifiées. Ils ne doivent pas être confondus avec les trous noirs, dont l'existence a été vérifiée en 2019 et dont le champ gravitationnel est si intense qu’il empêche toute forme de matière de s'en échapper. Trou noir
En , une équipe d’astronomes a rapporté la découverte du premier trou noir de masse intermédiaire dans notre galaxie, orbitant à seulement trois années-lumière du centre galactique. Ce trou noir aurait une masse d’environ 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. 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 des ondes gravitationnelles émises par ce processus, par l’intermédiaire de l’interféromètre spatial LISA. Kugelblitz (astrophysique)
Selon la relativité générale, si une quantité suffisante de radiation occupe une région, la concentration d'énergie impliquée peut y déformer l'espace-temps pour en faire un trou noir. À la différence des trous noirs « conventionnels », celui-ci serait ainsi créé à partir d'énergie sous forme de lumière et non de matière. Selon l'interprétation d'Einstein, une fois l'horizon des événements formé, la différence d'origine n'a pas d'importance. Historique des trous noirs
Le trou noir retombe donc dans l'obscurité durant plus d'un siècle. Il réapparait au , lorsque Albert Einstein publie sa théorie de la relativité générale. Trou noir
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. 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 la communauté scientifique spécialisée soit absolument convaincue par les arguments présentés par Hawking. 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. Trou noir ordinateur
Un autre impact de la taille d'un trou noir est le spectre dans lequel il émet. En effet, rayonnement de Hawking varie selon le rayon du trou noir (l'énergie du rayonnement est inversement proportionnelle à la taille du trou noir), et si l'on reprend l'exemple du trou noir d'un kilogramme, il émettra des rayons gamma. Ergosphère
En astrophysique, l'ergorégion est une région comprise entre l'horizon et l'ergosphère d'un trou noir en rotation (trou noir de Kerr ou trou noir de Kerr-Newman). Pour de tels objets, la rotation du trou noir a tendance à entraîner l'espace et la matière dans son mouvement. Ce phénomène est appelé effet Lense-Thirring. Il prend une amplitude telle au voisinage d'un trou noir qu'il devient impossible à un observateur de rester immobile par rapport à des étoiles lointaines (considérées comme fixes). La région dans laquelle cet effet d'entraînement se produit est appelé ergosphère. Trou noir primordial
Un trou noir primordial est un type de trou noir hypothétique formé à l'époque de l'univers primordial dans les régions extrêmement denses. Dans les premiers instants de l'Univers selon la théorie du Big Bang, la pression et la température étaient si élevées que de simples fluctuations de densité de la matière suffisaient pour donner naissance à un trou noir. Alors que la plupart des régions de hautes densités ont été dispersées dans l'expansion qui a suivi, les trous noirs primordiaux sont restés stables, et seraient encore présents aujourd'hui. Trou noir
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 des microquasars et des noyaux actifs de galaxies, où de la matière, située à proximité, tombant sur le trou noir va se trouver considérablement chauffée et émettre un fort . 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 la relativité générale sont les trous noirs. Trou noir ordinateur
On peut alors supposer que le traitement de données puisse s'effectuer au cœur du trou noir, par le biais des interactions entre particules, et ainsi, le trou noir serait devenu un ordinateur, il fonctionnerait tel que : Trou noir
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. Ce constat a amené les physiciens 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. Dyadosphère
La raison d'être de ce concept est une tentative pour expliquer l'existence et le comportement des sursauts gamma. Dans l'hypothèse où un trou noir chargé se forme, la dyadosphère se forme en même temps. S'ensuit une phase explosive de création de paires électrons-positrons. Ces paires vont interagir entre elles, ainsi qu'avec le trou noir. Les particules de charge électrique de signe opposé à celles du trou noir vont être absorbées par celui-ci, et les particules de charge électrique de même signe vont être expulsées. Ce processus s'accompagne d'une libération rapide et considérable d'énergie : en annulant par un tel procédé sa charge électrique, le trou noir va libérer une énergie "E" égale à une fraction de son énergie de masse, soit "E" de l'ordre d'une fraction de "M.c", où "M" représente la masse du trou noir (de l'ordre d'une masse solaire) et "c" la vitesse de la lumière, c'est-à-dire une fraction de 10 joules (voir l'article Masse irréductible pour plus de détails). Null
Dans les systèmes UNIX, /dev/null est un fichier spécial qui détruit immédiatement toutes les données qui lui sont envoyées. Pour cette raison, ce fichier est appelé le « trou noir » ou encore la « poubelle ». Trou noir
Le français « trou noir » est attesté dès . C'est un calque de l'anglais ', expression attestée dès . Sa plus ancienne occurrence connue se trouve dans un article de la journaliste américaine Ann E. Ewing paru dans ' le . Selon Hong-Yee Chiu, un astrophysicien américain qui travaillait sur le sujet dans les années 1960, et Marcia Bartusiak, journaliste scientifique qui a recherché l'histoire du terme, le nom viendrait de la prison Trou Noir de Calcutta. 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. Trou noir électronique
Une notion spéculative en physique présume l’existence de trou noir électronique équivalent à un trou noir ayant la même masse et la même charge électrique qu’un électron. Cette entité aurait alors de nombreuses propriétés communes avec l’électron, dont le moment magnétique dipolaire de l’électron et la longueur d'onde de Compton. Cette idée figurait en substance dans une série d’articles publiés par Albert Einstein entre 1927 et 1940. Il y montrait que si l’on traite des particules élémentaires comme des singularités de l’espace-temps, il n’est pas nécessaire de postuler le mouvement géodésique comme faisant partie de la relativité générale. Pour un objet de masse aussi faible que celle de l’électron, la mécanique quantique autorise des vitesses supérieures à celle de la lumière sur des échelles de distance supérieure au rayon de Schwarzschild de l’électron. Trou noir de Schwarzschild
Plus formellement, c'est le trou noir obtenu en résolvant l'équation d'Einstein de la relativité générale, pour une masse immobile, sphérique, qui ne tourne pas et sans charge électrique. La métrique satisfaisant à ces conditions est alors appelée la métrique de Schwarzschild. Trou blanc
Un trou blanc (en anglais : '), aussi appelé fontaine blanche ('), est un objet théorique susceptible d'exister au sens où il peut être décrit par les lois de la relativité générale, mais dont l'existence dans l'Univers est considérée comme hautement spéculative. Il est décrit par certaines solutions mathématiques de type trou noir dans lequel des géodésiques sont issues d'une singularité gravitationnelle ou d'un horizon. Il forme ainsi le symétrique par rapport au temps d'un trou noir, puisque dans un cas rien ne peut s'échapper d'un trou noir, et dans l'autre rien ne peut pénétrer dans une fontaine blanche. Techniquement, cela s'exprime par le fait que la singularité gravitationnelle qui existe au sein de ces objets est dans le futur de l'horizon qui l'enveloppe (trou noir), ou dans son passé (trou blanc). Vide qui songe
Le "Vide" est un trou noir massif d’origine artificielle, construit il y a des milliards d'années par des êtres inconnus, situé au cœur de la galaxie. En son sein a été découvert un univers parallèle aux lois physiques différentes à celles que l’humanité connaît. Ce trou noir absorbe peu à peu les étoiles environnantes du cœur de la Galaxie. Un humain nommé Inigo fait pour la première fois l’expérience d’un rêve lui dévoilant l’existence d’un monde paradisiaque et utopique au sein du "Vide". Trou noir
Envisagée dès le , dans le cadre de la mécanique classique, leur existence est une certitude pour la quasi-totalité des astrophysiciens et des physiciens théoriciens. Un trou noir n'étant détectable que par les effets de son champ gravitationnel, une observation quasi-directe de trous noirs a pu être établie en par le biais de la première observation directe des ondes gravitationnelles, GW150914. Le , les premières images d'un trou noir sont publiées, celle de M87*, trou noir supermassif situé au cœur de la galaxie M87. Ces différentes observations apportent ainsi une confirmation supplémentaire de leur existence. Évaporation des trous noirs
Il est possible d'estimer (avec des incertitudes, voir ci-dessous) le temps d'évaporation d'un trou noir. D'ordinaire, l'énergie rayonnée par un corps sphérique dont la température de surface est "T" et le rayon est "R" s'écrit où σ est la constante de Stefan-Boltzmann. La perte d'énergie de masse d'un trou noir s'écrit donc en principe Pour un trou noir de Schwarzschild, ceci s'écrit soit, en remplaçant la constante de Stefan-Boltzmann par sa valeur, Le temps d'évaporation d'un trou noir de masse "M" s'écrit donc Évaporation des trous noirs
Enfin, il a été supposé ici que le trou noir émet uniquement des photons. En pratique, le phénomène d'évaporation concerne toutes les particules existantes, en tout cas toutes celles dont l'énergie de masse est inférieure à l'énergie typique des particules du rayonnement. En pratique, le trou noir rayonne aussi des gravitons, voire des neutrinos (si leur masse est suffisamment faible) en plus des photons. Vers la fin de sa vie, quand sa température atteint le domaine du gigaélectronvolt, il peut rayonner des quarks, des muons voire d'autres particules pour l'heure inconnues. Cependant, ces dernières étapes ne concernent que la toute fin de l'évolution du trou noir. Les premiers calculs détaillés du taux d'évaporation ont été effectués par Don Page en 1976. Évaporation des trous noirs
L'évaporation des trous noirs, qui se traduit par le rayonnement de Hawking (dit aussi de Bekenstein-Hawking), est le phénomène selon lequel un observateur regardant un trou noir peut détecter un infime rayonnement de corps noir, évaporation des trous noirs, émanant de la zone proche de son horizon des événements. Il a été prédit par Stephen Hawking en 1975 et est considéré comme l'une de ses plus importantes réalisations. La découverte théorique de ce phénomène a fortifié une branche de l'étude des trous noirs appelée thermodynamique des trous noirs, développée peu avant la découverte de Hawking, et qui suggérait qu'il devait être possible d'associer une température à un trou noir. Cependant, au niveau classique, il était démontré qu'un trou noir ne pouvait émettre de rayonnement (c'est même, en quelque sorte, la définition d'un trou noir). Ce paradoxe a été résolu par Stephen Hawking, qui a démontré que des effets d'origine quantique pourraient être à l'origine d'un tel phénomène. Trou noir
Le rayon d'un trou noir est proportionnel à sa masse : environ par masse solaire pour un trou 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 irrésistible. Par exemple, si le Soleil se trouvait remplacé par un trou noir de même masse, les orbites 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’une étoile massive, on parle de "trou noir stellaire", dont la masse équivaut à quelques masses solaires. Ceux qui se trouvent au centre des galaxies possèdent une masse bien plus importante pouvant atteindre plusieurs milliards de fois celle du Soleil ; on parle alors de "trou noir supermassif" (ou trou noir galactique). Entre ces deux échelles de masse, il existerait des "trous noirs intermédiaires" avec une masse de quelques milliers de masses solaires. Des trous noirs de masse bien plus faible, formés au début de l’histoire de l’Univers, peu après le , sont aussi envisagés et sont appelés "trous noirs primordiaux". Leur existence n’est, à l’heure actuelle, pas confirmée. Trou noir
L’existence des trous noirs est envisagée dès le indépendamment par John Michell et Pierre-Simon de Laplace. Il s’agissait alors d’objets prédits comme suffisamment denses pour que leur vitesse de libération soit 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 vers le rouge infini. Ce décalage vers le rouge est d’origine gravitationnelle : 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, que l’on observe pour les galaxies 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 ». Trou noir binaire
La formation d'un système multiple de trous noirs, dont le trou noir binaire est un cas particulier, se produirait lors de la fusion de galaxies. Ainsi, lorsque ces dernières entrent en collision, les trous noirs supermassifs situés au centre de chacune d'elles se mettent à interagir gravitationnellement les uns avec les autres. Rotation stellaire
Un trou noir est un objet qui a un champ gravitationnel suffisamment puissant pour empêcher la lumière de lui échapper. Lorsqu’ils sont formés par effondrement d'une masse en rotation, ils conservent le reste du moment angulaire qui n’a pas été dispersé lors de l’éjection de gaz. Cette rotation entraîne avec elle l’espace compris dans un volume ayant la forme d’un sphéroïde aplati appelé « ergosphère ». La masse tombant dans ce volume gagne de l’énergie par ce processus et une partie de cette masse peut alors être éjectée sans être entrainée dans le trou noir. Lorsque la masse est éjectée, le trou noir perd une partie de son moment angulaire par le processus de Penrose. Trou noir ordinateur
En conclusion, pour connaitre l'entropie d'un trou noir, il faut connaitre son aire et les trois seules propriétés d'un trou noir soit le moment cinétique, la masse et la charge électrique. Température de Planck
La température de Hawking d'un trou noir est la température du rayonnement émis par un trou noir dans le cadre de l'effet Hawking, phénomène qui voit les trous noirs émettre un très faible rayonnement thermique en raison d'effets quantiques. Cette température est donnée par la formule : Quand la formule est comprise en unités de Planck, elle exprime que la température du trou noir (qui rayonne comme un corps noir) est inversement proportionnelle à sa masse. Et donc, ce rayonnement n'est « très faible » que pour des trous noirs de taille cosmique ou métrique. Dans le domaine subatomique, on voit que la température atteint la température de Planck lorsque la masse du trou noir est réduite à la masse de Planck, c'est-à-dire quand il s'agit d'une particule de Planck : la température de Planck est celle de l'émission radiative d'une particule de Planck. Trou noir de Kerr
formula_1 est la racine double de formula_87 et la sphère de rayon formula_92 est l'horizon unique. Si on reprend les formules précédentes, on trouve que l'ergosphère est la région : formula_111. La métrique décrit un objet en rotation qui cesse d'être un trou noir, mais n'atteint pas la vitesse de rupture. La vitesse de rotation à la limite externe est égale à la vitesse de la lumière. Comme l'explique Jean-Pierre Luminet : ""En langage newtonien, on dirait qu'à la surface d'un trou noir maximal les forces de répulsion centrifuges compensent exactement les forces d'attraction gravitationnelles."" Trou noir
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. Trou de ver
Un trou de ver () est, en astrophysique, un objet hypothétique qui relierait deux feuillets distincts ou deux régions distinctes de l'espace-temps et se manifesterait, d'un côté, comme un trou noir et, de l'autre côté, comme un trou blanc. Source astrophysique de rayons X
Les trous noirs émettent un rayonnement. La matière attirée a un moment angulaire, ce qui signifie que la matière ne peut pas tomber directement, mais tourne autour du trou noir. Ce composant forme souvent un disque d'accrétion. Des disques d'accrétion lumineuse similaires peuvent également se former autour des naines blanches et des étoiles à neutrons. Dans le cas d'une étoile à neutrons, la vitesse d'attraction peut être une fraction importante de la vitesse de la lumière. Trou noir
Pour un trou noir, la masse et la charge électrique sont des propriétés habituelles que décrit la physique classique (c’est-à-dire non-relativiste) : 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 en revanche spécifique à la relativité 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 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 "", en anglais). 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. Trou noir
Un trou noir binaire est un système binaire composé de deux trous noirs en orbite 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 certaine perte de moment cinétique avec le temps. Conséquemment, les trous noirs se rapprochent l'un de l'autre jusqu'à ce qu'ils fusionnent, ce qui crée des changements de caractéristiques qui entraînent certains changements structurels au sein de la galaxie hôte. Paradoxe de l'information
Mais il s'avère que les trous noirs doivent s'évaporer, dès que leur température devient supérieure à la température ambiante du fond diffus cosmologique, pour - "a priori" - disparaître complètement. Or, ce même théorème de calvitie implique que le rayonnement de Hawking dégagé par le trou noir lors de son évaporation doit être "thermique". C'est-à-dire que les particules qui composent ce rayonnement véhiculent une énergie thermique complètement aléatoire et désordonnée, et qui ne peut donc porter aucune information. En effet, l'état de ce rayonnement est uniquement déterminé par la géométrie du trou noir au-delà de son horizon, et cette géométrie étant parfaitement lisse, elle ne peut "a priori" coder d'information dans le rayonnement. Trou noir
En 1939, Robert Oppenheimer a montré que si ce cœur a une masse supérieure à une certaine limite, appelée limite d’Oppenheimer-Volkoff et égale à environ , la force gravitationnelle l’emporte définitivement sur toutes les autres forces et un trou noir se forme. Trou noir de Schwarzschild
Lorsqu'une étoile s'effondre en un trou noir, les valeurs des paramètres cités au-dessus sont conservées. Ce qui veut dire qu'un trou noir de Schwarzschild, de masse M, de charge nulle et de moment angulaire nul est né à partir d'une étoile ayant un moment angulaire nul, de charge nulle et ayant la même masse. Processus de Penrose
Selon les lois de la mécanique classique et de la relativité générale, un trou noir est une région de l'espace d'où rien ne peut sortir. Il peut de ce fait apparaître surprenant que l'on puisse extraire de l'énergie d'un trou noir. Cela est cependant rendu possible lorsqu'une partie de l'énergie du trou noir est sous forme d'énergie cinétique de rotation. Dans ce cas, en envoyant une particule dans le sens opposé à la rotation du trou noir, on va avoir tendance à diminuer son énergie cinétique de rotation. Cela ne suffit cependant pas pour récupérer cette énergie. Le principe imaginé par Penrose est le suivant : Observation et détection des trous noirs
Le trou noir est souvent entouré de matière diverse, à savoir en majorité des corps stellaires plus ou moins importants, de l'étoile aux nuages gazeux, parfois des débris d'astéroïdes... Dans le cas d'un trou noir stellaire en rotation (dit "de Kerr"), la matière peut provenir d'une étoile compagne qui, attirée par la gravité du trou noir, produit autour de celui-ci un disque d'accrétion (ce qui provoque un très important rayonnement X). La matière qui tombe vers le trou noir décrit alors un mouvement en spirale accéléré, elle s'enroule autour de la singularité qui l'attire. Si la matière n'est pas engloutie, parce que trop éloignée ou animé d'une vitesse suffisante pour échapper à l'attraction du trou noir, elle est tout au moins déviée. C'est ce mouvement elliptique bien particulier qui peut être détecté, le plus simple étant alors de considérer soit la lumière visible qui parvient jusqu'à nous, soit les rayonnements X ou infra-rouge. Oblivion : The Black Hole
Le thème d"'Oblivion : The Black Hole" présente une mission spatiale durant laquelle les passagers rencontrent un trou noir reliant la Terre à un autre espace-temps. Le champ gravitationnel du trou noir aspire tout ce qui se trouve dans son rayon. Les décors de l'attraction montrent des objets tels que des voitures complètement déformés, car en train d'être aspirées vers ce trou noir. Ce dernier se situe précisément en bas de la première descente de l'attraction, les trains s'arrêtant quelques secondes au-dessus de lui avant de plonger dedans avec une inclinaison de 87 degrés. Relation masse-rayon
Les trous noirs de Schwarzschild sont les trous les plus « simples » dans le sens où ils ne possède ni charge électrique ("Q" = 0) ni moment cinétique ("J" = 0 ; autrement dit pas de rotation axiale). Par définition, le rayon de l'horizon de ces trous noirs est égal à leur rayon de Schwarzschild (autrement dit, leur compacité est strictement égale à 1) : Trou noir extrémal
En physique théorique, un trou noir extrémal est un trou noir avec la masse minimale possible compatible avec sa charge électrique et son moment angulaire. Dans les théories dites "supersymétriques", comme la théorie des supercordes, les trous noirs extrêmaux sont souvent supersymétriques, ce qui signifie qu'ils sont invariants sous plusieurs supercharges. Ces trous noirs sont stables. Entropie des trous noirs
L'entropie des trous noirs est une notion issue de l'étude des trous noirs dans le cadre de la relativité générale et de la théorie quantique des champs, en relation avec la thermodynamique. Depuis les années 1970, il a été montré par les physiciens Stephen Hawking et Jacob Bekenstein que les trous noirs possédaient, tout comme les objets ordinaires une entropie, c'est-à-dire une mesure de la quantité d'information qu'ils renferment. Trou noir ordinateur
Le concept de trou noir ordinateur repose sur l'idée que chaque objet physique stocke des informations sous la forme de bits, hypothèse de base de la physique numérique. Cette idée fut notamment exprimée dans le début des années 1990 par John Wheeler . David Chalmers a résumé les vues de Wheeler comme suit : Il existe une limite à la quantité d'information que peut stocker un système physique qui est une conséquence de la deuxième loi de la thermodynamique. Cette limite est appelée « limite d'entropie » et détermine la quantité maximale d’information pouvant être stockée dans un objet physique en fonction de sa masse et de ses dimensions. Elle est liée à la quantité maximale de masse-énergie pouvant être contenue dans le volume d'un litre, l'entropie étant en effet proportionnelle à l'énergie divisée à la température. Trou noir de Kerr-Newman
En astronomie, un trou noir de Kerr-Newman est un trou noir de masse non nulle avec une charge électrique non nulle et un moment cinétique également non nul. Trou noir
Le concept de trou noir a émergé à la fin du 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 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 est publiée par Karl Schwarzschild, à partir de laquelle l'existence du rayon de Schwarzschild et les caractéristiques mathématiques de l'espace "intérieur" 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 plutôt "collapse gravitationnel" à l'époque). 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 » d’un objet contenant un trou noir fut celle de la source de  par le satellite Uhuru en 1971. Trou noir
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 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 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 rayonnement des trous noirs (voir ci-dessous). Trou noir
Des considérations générales sur ce que devrait être une théorie de la gravitation 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 la mécanique quantique. 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 le rayon de Schwarzschild pour un trou noir ayant une rotation maximale. Thermodynamique des trous noirs
L'étude des trous noirs indique que ces objets sont décrits par seulement trois paramètres (voir Théorème de calvitie) : la masse "M", la charge électrique "Q" et le moment cinétique "L". En l'absence de moment cinétique, un trou noir est parfaitement sphérique, mais s'il possède un moment cinétique, il prend une forme légèrement aplatie. Ainsi, le paramètre pertinent décrivant la structure d'un trou noir n'est pas son rayon, mais sa surface (c'est-à-dire la surface de l'horizon des évènements qui caractérise le trou noir). Il existe donc une relation liant l'aire d'un trou noir "A" aux trois paramètres mentionnés. Taille apparente
La taille apparente d’un trou noir est plus grande que celle d'un objet classique de même rayon. Les effets de déflexion de la lumière que décrit la théorie de la relativité générale le laissent « paraître » plus gros que sa taille réelle. Le trou noir dévie les rayons lumineux passant suffisamment près au point de les absorber. Les calculs montrent qu'un trou noir sous-tend une taille angulaire de : Trou noir
De tels objets ne peuvent ni émettre, ni diffuser la lumière et sont donc noirs, ce qui en astronomie revient à dire qu'ils sont optiquement invisibles. Toutefois, plusieurs techniques d’observation indirecte dans différentes longueurs d'onde ont été mises au point et permettent d’étudier de nombreux phénomènes qu’ils induisent. En particulier, la matière happée par un trou noir est chauffée à des températures très élevées et émet une quantité importante de , avant d’être « absorbée ». Dark (série télévisée)
Les machines reposant sur l'utilisation de la matière sombre opèrent par un mécanisme reliant le césium 137 (un isotope de l'élément césium) et le boson de Higgs (parfois appelé « particule de Dieu » et décrit comme responsable de la masse des particules) capable de former un trou noir en tant que point de départ et un trou blanc en tant que point d'arrivée, dont la liaison prend la forme d'un trou de ver (aussi appelé « pont d'Einstein-Rosen ») assez stable pour être traversé par une ou plusieurs personnes. Stephen Hawking
Mais à force de calculs, il découvre également qu'en appliquant les lois de la physique quantique à la cosmologie, il peut déterminer la dimension des singularités, ces « points de densité et de courbure d'espace-temps infinis » prédits par la relativité générale et que l'on ne peut pas traiter mathématiquement. Il réalise que l'horizon des événements des trous noirs (la limite sous laquelle rien ne peut s'échapper) ne peut pas diminuer lorsqu'il attire de la matière. Si on prend une analogie avec la thermodynamique dit-il, c'est exactement ce que dit la deuxième loi de la thermodynamique : « dans un système isolé, l'entropie (son degré de désordre) ne peut pas décroître ». D'autres disent plus simplement que le chaos augmente. Dans une singularité, le système thermodynamique est totalement désordonné, car le tenseur de Weyl est dominant, il tend même vers l’infini, ce qui permet à Hawking de conclure que son entropie est maximale. Mais son confrère, Jacob Bekenstein de l'université de Princeton lui répond qu'il ne s'agit pas seulement d'une analogie, l'horizon des événements "représente" la mesure de l"entropie du trou noir". Il s'ensuit un échange d'arguments par articles interposés jusqu'à ce qu'Hawking lui fasse remarquer que si un trou noir présente une entropie, il a donc aussi une température, et s'il a une température, il doit émettre un rayonnement, mais que par définition un trou noir n'émet rien, aucun rayonnement. C'est alors qu'Hawking va plus loin dans ses calculs et découvre qu'un trou noir peut finalement émettre un rayonnement de manière constante. Trou noir
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 fonction de masses, si l’angle d’inclinaison est inconnu) est alors comparée à la masse limite maximale des étoiles à neutrons (environ ). Si elle dépasse cette limite, on considère que l’objet est un trou noir. Sinon, il peut être une naine blanche. Hubble (télescope spatial)
L'existence des trous noirs est prédite par des théories depuis près de , mais il est impossible d'observer directement un tel objet et les astronomes n'avaient aucun moyen de vérifier leur existence jusqu'à l'arrivée de "Hubble". Celui-ci a permis d'observer l'attraction gravitationnelle sur les objets qui l'entourent. "Hubble" a également permis de confirmer qu'il était extrêmement probable que des trous noirs supermassifs se trouvent au cœur des galaxies. Horizon (trou noir)
Selon la relativité générale, un trou noir en rotation entraînerait autour de lui l'espace-temps dans le même sens par effet Lense-Thirring. La région affectée s'appelle l'ergosphère. Le Trou noir
Le film évoque plusieurs scientifiques qui sont à bord d'un vaisseau spatial d'exploration. Ils détectent un trou noir près duquel se trouve un vieux vaisseau spatial porté disparu depuis une vingtaine d'années. Leur vaisseau ayant subi des avaries, ils sont accueillis à bord du mystérieux vaisseau qui n'abrite qu'un homme, un scientifique dont le rêve est de traverser le trou noir. Trou noir
L'objet trou noir en tant que tel est par définition inobservable ; toutefois, il est possible d'observer l'environnement immédiat d'un trou noir (disque d'accrétion, jets de matière..) à proximité de son horizon, permettant ainsi de tester et vérifier la physique des trous noirs. La petite taille d’un trou noir stellaire (quelques kilomètres) rend cependant cette observation directe très difficile. 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 ) aurait un diamètre angulaire de seconde d’arc.