Dossier : les "Trous Noirs".

Les "Trous Noirs".

En astrophysique, un trou noir est un objet dont l'existence est prédite par la théorie de la relativité générale. Un trou noir crée autour de lui une région de l'espace-temps dont la courbure est telle qu'au delà d'une limite appelée « horizon des évènements », rien, pas même la lumière, ne peut s'échapper. Malgré l'impossibilité fondamentale de voir un trou noir en tant que tel, leur existence dans l'univers est bien admise suite à de nombreuses observations indirectes, notamment de microquasars et de noyau actif de galaxies.

Petite histoire des trous noirs
Pour plus de détails et de dates importantes dans l'histoire des trous noirs, voir l'article Historique des trous noirs.


Avant la relativité générale
L'histoire des trous noirs est directement liée à la question de savoir si la lumière a une masse ou pas, ou, en d'autres termes, si la lumière peut être influencée par la gravité comme une particule de matière ou pas. À l'époque de Newton et donc de la mécanique de Newton, au XVIIe siècle, la lumière était considérée seulement comme une onde électromagnétique, donc dépourvue de masse. Pourtant, la finitude de sa vitesse était connue ainsi que la notion de vitesse de libération (vitesse limite à partir de laquelle un objet se libère de la gravité d'un corps). Dans ce contexte, les trous noirs peuvent être considérés comme un exemple typique de paradoxe où conduit une théorie poussée à sa limite.

En effet, en 1783, le géologue John Michell expose dans un article envoyé à la Royal Society le concept d'un corps si massif que même la lumière ne pourrait s'en échapper. Il écrit alors dans son article:

Si le demi-diamètre d'une sphère de la même densité que le Soleil et qui excéderait celui du soleil d'une proportion de 500 à 1, un corps tombant depuis une hauteur infinie vers elle aurait acquis à sa surface une vitesse plus grande que celle de la lumière, et en conséquence, supposant que la lumière est attirée par la même force en proportion de sa «vis inertiae» (masse d'inertie), comme les autres corps, toute lumière émise depuis ce corps reviendrait sur elle-même par sa propre gravité.

Michell considérait possible – bien qu'improbable – l'existence de tels objets. En 1796, le mathématicien français Pierre-Simon Laplace expose la même idée générale d'un astre obscur dans les deux premières éditions de son livre Exposition du système du Monde, mais la retire des éditions ultérieures.


À partir de la relativité générale
En 1915, Albert Einstein publie une nouvelle théorie de la gravitation, la célèbre relativité générale. Dans cette théorie, les coordonnées du temps et de l'espace propres à la mécanique sont couplées dans une structure originale, non-euclidienne (i.e. ne respectant pas les axiomes de la géométrie d'Euclide), appelée simplement « espace-temps ». Cette théorie décrit la gravitation en terme de courbure de l'espace-temps ; courbure générée justement par la présence de matière et d'énergie à un endroit donné. Dans ce contexte, même si la lumière n'a pas de masse, elle doit suivre également la courbure de l'espace-temps qu'elle rencontre (on appelle alors ces trajectoires des géodésiques). La gravitation de Newton est alors interprétée comme une manifestation de la courbure de l'espace-temps, provoquée par la présence de masse et d'énergie.

La petite histoire veut que, en voyant les équations auxquelles il aboutit, Einstein ne crut pas à la possibilité d'en trouver une solution. Ce qu'on appelle communément les équations d'Einstein sont en fait composées de 10 équations différentielles du 2e ordre couplées. Pourtant, quelques mois après la publication de la relativité générale, Karl Schwarzschild trouve une solution de cette équation dans le cas simple du champ gravitationnel engendré par un corps de symétrie sphérique, dans un espace isotrope. Loin du centre, cette solution est compatible avec la gravitation newtonienne. Plus proche, elle reflète l'effet de la courbure de l'espace-temps par la gravitation. Cette solution présente les deux particularités qu'au centre de l'« objet » la densité devient infinie, et qu'à un rayon précis, appelé actuellement rayon de Schwarzschild, toutes les quantités physiques ont des valeurs divergentes (i.e. infinies), faisant de ce rayon une singularité. Schwarzschild lui-même considérait que ces singularités ne correspondaient pas à des solutions réelles. Cette « solution de Schwarzschild » montre que ce que l'on nommera trou noir à partir de 1967 est déjà à cette époque mathématiquement envisageable.


Vue de la Voie lactée...
... et des distorsions qui seraient causées par un trou noir de Schwarzschild vu par un observateur situé dans son voisinage (50 rayons de Schwarzschild, soit 150 km pour un trou noir d'une masse solaire). Deux images du bulbe central sont clairement visibles (l'image principale est en haut à gauche, l'image secondaire en dessous à droite du trou noir). La zone circulaire où les distorsions sont les plus importantes forme l'anneau d'Einstein. Une animation est disponible ici.En 1921, les physiciens Paul Painlevé et Allvar Gullstrand donnent indépendamment une solution très simple de l'équation d'Einstein pour le champ gravitationnel engendré par un corps à symétrie sphérique. Cette solution n'admet pas de singularité au rayon de Schwarzschild, mais en précise la nature d'horizon indépassable.

Le physicien indien Subrahmanyan Chandrasekhar montre lui qu'au-delà d'une certaine masse (appelée depuis limite de Chandrasekhar) un corps non-radiatif s'effondre sur lui-même, car aucune force ne pourrait contrarier l'effet de la gravitation. Arthur Eddington, convaincu que quelque chose arrête inévitablement cet effondrement, s'oppose vivement aux arguments de Chandrasekhar. Bien que la dispute célèbre entre le jeune physicien indien prometteur face au grand astronome royal ait tourné au faveur du premier, il existe aujourd'hui la limite d'Oppenheimer-Volkoff marquant la frontière de masse maximale d'une étoile à neutrons avant que celle-ci ne s'effondre véritablement en trou noir.

C'est en 1939, que Robert Oppenheimer et Hartland Snyder prédisent que les étoiles massives peuvent effectivement subir un tel effondrement gravitationnel.


Autre exemple de l'effet d'un trou noir.Cette même année 1939, Albert Einstein publie un article dans lequel il montre que la « singularité de Schwarzschild » n'a pour lui aucun sens physique. Il écrit :

Le résultat essentiel de cette article est la claire compréhension de pourquoi les « singularités de Schwarzschild » n'existent pas dans la réalité physique. Bien que la théorie présentée ici ne traite que de concentrations de particules qui suivent des trajectoires circulaires, cela ne semble pas être déraisonnable de penser que des cas plus généraux donneront des résultats analogues. La « singularité de Schwarzschild » n'existe pas pour la raison que la matière ne peut pas être concentrée arbitrairement. Et cela est dû au fait qu'autrement les particules la constituant atteindraient la vitesse de la lumière.


Finalement, c'est en 1967 que l'intérêt pour les objets effondrés reprends, avec la découverte des pulsars. Le terme trou noir est inventé[3] par le physicien théoricien John Wheeler. Les objets newtoniens de Michell et Laplace sont souvent appelés « étoiles noires » (ce terme était apparu dans un des premiers épisodes de Star Trek!) pour les distinguer des trous noirs tels que prédits par la relativité. Les années suivantes sont celles du développement d'une théorie exhaustive des trous noirs, avec notamment la publication du livre de Chandrasekhar en 1992 The Mathematical Theory of Black Holes (voir les références bibliographiques à la fin de l'article). Aujourd'hui, la possibilité d'hypothétiques « collisions » de trous noirs est même explorée.


Propriétés
Un trou noir est un objet astrophysique comme un autre. L'on sait parfaitement décrire les conditions physiques qui règnent dans son voisinage, de même que son influence sur son environnement. Seule sa région centrale ne peut être décrite de façon satisfaisante par les théories physiques en leur état du début du XXIe siècle, mais cela n'a pas d'influence sur la compréhension des phénomènes physiques qui se situent à l'extérieur ou même au voisinage immédiat du trou noir.


Le trou et le noir...
L'existence des trous noirs est envisagée dès le XVIIIe siècle. Il s'agit alors d'objets prédits comme tellement denses que leur vitesse de libération est 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 (« infini », au sens mathématique). Un décalage de type gravitationnel, en opposition au décalage vers le rouge par effet Doppler due à l'expansion de l'univers, que l'on observe pour les galaxies. De cette caractéristique provient l'adjectif « noir », puisque la lumière devient alors indétectable. Finalement, comme chaque objet ayant une masse crée autour de lui un puits de potentiel gravitationnel (qui est interprété dans la mécanique de Newton justement comme la « force » gravitationnelle), le trou noir crée également un puits, mais de profondeur infinie (encore au sens mathématique). D'où le qualificatif de « trou » qui peut être aussi interprété comme la courbure croissante puis infinie donnée à l'espace-temps à cet endroit.


L'horizon des évènements

La « surface » d'un trou noir, appelée « horizon des évènements », est une surface imaginaire (dans le sens non-matérielle). Le physicien américain Stephen Hawking a montré que la topologie de cet horizon pour un trou noir sans rotation est une sphère. Juste sur cet horizon, la vitesse de libération est égale à la vitesse de la lumière. Tout objet à l'« intérieur » de cet horizon, même un photon, ne peut s'échapper et retraverser l'horizon vers l'extérieur. Son cône du futur est en effet complètement à l'intérieur du trou noir. Un photon qui se trouverait sur une orbite circulaire correspondant à l'horizon tournerait indéfiniment autour du centre du trou noir sans jamais ni tomber ni s'échapper.

De manière générale, un objet dans un champ de gravitation subit un ralentissement du temps, phénomène relativiste appelé dilatation du temps et décrit par la relativité restreinte. Il a été vérifié expérimentalement en 1976, [4] et est par exemple pris en compte dans les calculs des GPS. Près de l'horizon d'un trou noir, le phénomène est le même, mais l'effet beaucoup plus intense.

Du point de vue d'un observateur distant, un objet tombant dans un trou noir semblera ralentir de plus en plus ; approchant l'horizon mais ne l'atteignant finalement qu'après un temps infini. Au fur et à mesure que l'objet s'approche de l'horizon, il apparaîtra plus rouge et moins brillant, à cause du décalage vers le rouge gravitationnel causé par le trou noir. Au point d'atteindre l'horizon lui-même, l'objet deviendrait alors invisible.

Du point de vue d'un observateur tombant dans le trou noir, rien ne se passerait de particulier au moment de franchir l'horizon des évènements. Il s'approcherait et finirait par atteindre la singularité centrale après un temps propre fini, tel que mesurable par une horloge emportée avec lui. Cependant, plus l'observateur s'approche du trou noir, plus les forces de marées subies sont fortes. À tel point qu'un observateur tombant les pieds en avant subirait des forces de marée si différentes entre la tête et les pieds qu'il serait facilement étiré indéfiniment !

Les quatre types de trous noirs

Puisqu'il est impossible de connaître l'intérieur d'un trou noir à l'aide de la relativité générale, tous les trous noirs sont identiques sous ce rapport. Ce principe est résumé à travers un théorème de John Wheeler : le théorème de calvitie, qui fait image en disant que les trous noirs n'ont pas de cheveux, et donc qu'ils ne se distinguent pas de ce point de vue. Ce théorème affirme qu' un trou noir est caractérisés par seulement trois paramètres : sa masse M, son moment angulaire J (aussi appelé « spin ») et sa charge électrique Q. Cela en fait paradoxalement un des objets les plus simples de la physique, alors que la description d'une planète fait intervenir des centaines de paramètres !

Tous les trous noirs ont une masse ; même si celle-ci peut être extrêmement petite (voir le développement concernant les trous noirs primordiaux). Les différentes combinaisons de J et Q font qu'il existe quatre types de trous noirs en tout et pour tout. Chaque type porte le nom de son « découvreur », c'est-à-dire celui (ou ceux) qui a le premier résolu les équations de champs de la relativité générale pour le cas considéré. Le trou noir de Schwarzschild est le plus connu, en partie parce que c'est le plus simple ; il correspond à la solution des équations de champs dans le cas d'une métrique statique et isotrope. En partie aussi parce que le nom de Karl Schwarzschild est de circonstance : « schwarz » en allemand signifiant « noir », et « schild » « écran »... En pratique, les trous noirs chargés ne présentent que peu d'intérêt astrophysique car un tel trou noir aurait naturellement tendance a obsorber des particules de charge opposée jusqu'à tant que sa charge électrique totale soit négligeable.

Formation des trous noirs
La relativité générale, à l'instar de la plupart des autres théories métriques 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 de rayon de trois kilomètres (soit à peu près quatre millionièmes de sa taille), il deviendrait un trou noir. Si l'Everest était compressée pour former un trou noir, il aurait la taille d'un atome...

Pour l'astrophysique, un trou noir peut être considéré comme le stade ultime d'un effondrement gravitationnel. Les deux stades de la matière qui, d'une certaine manière, 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, tandis que dans le second, c'est la pression de dégénérescence des noyaux atomiques qui maintient l'équilibre. Un trou noir se forme lorsque la force de gravité est suffisamment grande pour dépasser l'effet de cette dernière pression. Dans ce cas, plus aucune force connue ne permet de maintenir l'équilibre, et l'objet en question s'effondre complètement. L'hypothèse de l'existence d'un état intermédiaire entre les étoiles à neutrons et les trous noirs avait été néanmoins proposée au début du XXIe siècle ; ce serait celui des étoiles à quarks aussi appelées étoiles étranges en raison du nom donné pour des raisons historiques aux quarks constituant l'objet et appelés « quarks étranges ». Mais l'existence de tels corps aurait été mise en doute par une chercheuse américaine qui aurait démontré à cette époque et lors d'une recherche sur une potentielle étoile à quarks, que sa masse est deux fois plus importante que celle du soleil ; ce qui est impossible selon la théorie, celle-ci prévoyant dans ce cas une métamorphose en trou noir.

En 2006, on distingue quatre grandes classes de trous noirs en fonction de leur masse ; leur existence étant directement liée à la possibilité de leur formation : les trous noirs primordiaux (ou micro trous noirs), les trous noirs stellaires, intermédiaires et supermassifs.


Les trous noirs primordiaux
Pour plus de détails, voir l'article trou noir primordial.

Les trous noirs primordiaux, aussi appelés micro trous noirs ou trous noirs quantiques, auraient la taille des atomes et sont considérés comme résultant du Big Bang. 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 que le phénomène du Big Bang pourrait avoir créé une profusion de mini trous noirs, minuscules par rapport à ceux envisagés par la formation stellaire. De plus, ces trous noirs auraient eu tendance non pas à avaler de la matière, mais à s'évaporer très rapidement. En effet, ils résulteraient de la compression ultra-rapide de minuscules régions de l'espace-temps et n'auraient donc pas disposé de matière suffisante à attirer à proximité.

On pourrait créer ces trous noirs en laboratoire, dans des accélérateurs de particules comme le LHC, installé près de Genève, en Suisse. La formation d'un trou noir quantique dans un accélérateur de particules a été reportée, avec beaucoup de prudence, en 2004. Cette découverte n'a pas été confirmée par la suite et il n'y a pas d'autres observations à ce jour confirmant l'existence de tels micro trous noirs. Depuis cette date, en révisant une partie des calculs de Hawking, des physiciens ont prédit que les micro trous noirs ne s'évaporeraient peut-être pas si vite. Ils pourraient même constituer une source importante de l'hypothétique matière noire qui devrait constituer notre univers.


Les trous noirs stellaires

Illustration de la formation de jets, via un disque d'accrétion autour d'un trou noir.Pour plus de détails, voir l'article trou noir stellaire.

Les trous noirs stellaires ont une masse de quelques 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 réactions thermonucléaires dans le cœur de l'étoile massive se terminent, faute de carburant, une supernova se produit. Cette dernière peut laisser derrière elle un cœur qui continue à s'effondrer rapidement.

En 1939, Robert Oppenheimer a montré que si ce cœur a une masse supérieure à une certaine limite (limite d'Oppenheimer-Volkoff, environ 3,3 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 ondes gravitationnelles, susceptibles d'être détecter avec des instruments tels que le détecteur Virgo de Cascina en Italie ou les deux interféromètres américains de LIGO. Les trous noirs stellaires sont aujourd'hui observés dans les microquasars et sont responsables parfois de l'apparition de jets tels que ceux observés dans certains noyaux actifs de galaxies.


Les trous noirs intermédiaires
Pour plus de détails, voir l'article trou noir intermédiaire.

Les trous noirs intermédiaires sont des objets hypothétiques et auraient une masse entre 100 et 10 000 masses solaires.[14] Dans les années 70, 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 années 2000 ont montré l'existence de sources de rayons X ultralumineuses (Ultra-luminous X-ray source 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 rayons X observée est trop importante pour être produite par un trou noir de 20 masses solaires, accrétant de la matière avec un taux égal à la limite d'Eddington (limite maximale pour un trou noir stellaire).


Les trous noirs supermassifs

Le jet émis depuis le centre de la galaxie M87 est probablement formé grâce à la présence d'un trou noir supermassif.Pour plus de détails, voir l'article 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 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. Le télescope Chandra a 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 débattue et résulte probablement de plusieurs facteurs.


Observation des trous noirs
Pour plus de détails, voir l'article Observation et détection des trous noirs.

Les deux seules classes de trous noirs dont on dispose d'observations nombreuses (mais toujours indirectes) sont les trous noirs stellaires et supermassifs. Le trou noir supermassif le plus proche est celui qui se trouve au centre de notre galaxie à environ 8 kilo-parsecs. Cependant, la taille de son horizon est bien en-deçà du pouvoir de résolution des télescopes actuels. Un trou noir stellaire proche serait également hors de portée d'observations. En effet, son horizon aurait un rayon d'environ dix km et restera probablement inaccessible à des observations directes.

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. En première approximation, un compagnon massif invisible peut généralement être interprété comme une étoile à neutrons ou un trou noir puisqu'une étoile 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 3,3 masses solaires). Si elle dépasse cette limite, on considère que l'objet est un trou noir.

On considère également que les trous noirs stellaires sont associés aux sursauts de rayons gamma (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 gammas est produit au moment où le trou noir se forme. Ainsi, un GRB pourrait représenter le signal de la naissance d'un trou noir.

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 jets observés principalement dans le spectre des ondes radio. Ces jets résultent des changements de champ magnétique à grande échelle se produisant dans le disque d'accrétion du trou noir.


Exemples de trous noirs stellaires
Cygnus X-1, détecté en 1965, est le premier objet astrophysique connu contenant un trou noir. C'est un 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 microquasars, en référence à leurs parents extragalactiques : les quasars. 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 superluminiques. 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 superluminiques. 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
Les candidats de trous noirs supermassifs ont premièrement été les noyaux actifs de galaxie et les quasars découverts par les 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 extension, de nombreuses autres galaxies sont aujourd'hui considérées comme les hôtes de trous noirs supermassifs.

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 centre galactique. Sa vitesse et sa trajectoire confortent donc également l'idée de la présence d'un trou noir supermassif à cet endroit.

En novembre 2004, une équipe d'astronomes ont rapporté la découverte du premier trou noir de masse intermédiaire dans notre galaxie et orbitant à seulement trois années-lumière du centre galactique. Ce trou noir aurait une masse d'environ 1 300 masses solaires et se trouve dans un amas de seulement sept étoiles. Cet amas est probablement le résidu d'un amas massif d'étoiles qui a été dénudé par la présence du trou noir central. Cette observation conforte l'idée que les trous noirs supermassifs grandissent en absorbant des étoiles et autres trous noirs.

En juin 2004, des astronomes ont trouvé un trou noir supermassif, appelé Q0906+6930, au centre d'une galaxie lointaine d'environ 12,7 milliards d'années-lumière, c'est-à-dire lorsque l'univers était encore très jeune. Cette observation montre que la formation des trous noirs supermassifs dans les galaxies est un phénomène relativement rapide.

La singularité

Dans les années 1970, le physicien américain Kip Thorne émit l'hypothèse qu'un trou noir (donc avec « horizon ») ne pouvait se former que si toute la masse s'effondrait dans toutes les directions en même temps. Dans le cas contraire, il pouvait se former une singularité « nue » (sans horizon), visible, apparemment en violation avec le principe de censure cosmique de Roger Penrose. En 1990, à l'université Cornell, les physiciens Stuart Shapiro et Saul Teukolsky, déjà connus pour leurs modèles d'étoiles effondrées, sont parvenus à montrer à partir de simulations informatiques que, sous certaines conditions, les singularités pouvaient être visibles. En effet, il semblerait selon leurs travaux que si une masse de forme allongée s'effondre jusqu'au stade ultime, elle se transforme en un corps allongé, avec une singularité nue à chaque extrémité. Enthousiasmés par leurs résultats, les chercheurs de Cornell n'en restent pas moins réalistes. Shapiro disait en 1990 : « Les objets que nous avons étudiés n'existent probablement pas dans la réalité ».

Dans ce genre de situation en science, il est souvent admis (parfois un peu facilement) que de futures généralisations de la théorie de la relativité (comme peut-être la gravitation quantique) changeront notre conception des trous noirs. La plupart des physiciens théoriciens interprètent la présence de la singularité plus comme le fait que la théorie est incomplète que comme une réalité physique.


L'entropie des trous noirs
Voir l'article Entropie des trous noirs.
En 1971, le physicien américain Stephen Hawking montra que la surface totale des horizons des évènements 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, et qu'elle est proportionnelle à la surface de son horizon. Puisque les trous noirs n'émettent pas de radiation, le lien avec la thermodynamique n'était qu'une simple analogie et pas une description physique des propriétés du trou noir. Utilisant les équations de la thermodynamique des trous noirs, il apparaît que l'entropie d'un trou noir correspond au quart de la surface de son horizon. C'est un résultat universel qui peut être appliqué aux horizons cosmologiques, comme dans l'univers de de Sitter.

Il a été ensuite montré que les trous noirs sont des objets à entropie maximale, ce qui entraîne que l'entropie maximale d'une région de l'espace est celle du plus grand trou noir que contient cette région. Ce constat amena les physiciens Gerard 't Hooft et ensuite Leonard Susskind à proposer le principe holographique.


Évaporation et radiation de Hawking
Voir l'article Évaporation des trous noirs.
En 1974, Stephen Hawking appliqua la théorie quantique des champs à l'espace-temps courbé de la relativité générale, et découvrit que les trous noirs pouvaient effectivement émettre une radiation (proche d'une radiation thermique) aujourd'hui appelée rayonnement de Hawking.

La radiation de Hawking représente en fait la « température » du trou noir et peut être calculée à partir de son entropie. Paradoxalement, plus le trou noir est important, plus sa température est basse. Un trou noir de la masse de la planète Mercure aurait une température égale à celle du rayonnement de fond diffus cosmologique (à peu près 2,73 kelvins). Si le trou est plus massif, il sera donc plus froid que la température du fond et accroîtra son énergie plus vite qu'il ne la perdra via la radiation de Hawking, devenant ainsi encore plus froid. Cependant, pour des trous noirs moins massifs, l'effet de cette radiation de Hawking fera que le trou noir s'évaporera avec le temps, devenant de plus en plus chaud. Certains astrophysiciens ont proposé que l'évaporation complète de trous noirs produirait un flash de rayons gamma. La recherche actuelle explore cette possibilité avec les données du satellite européen INTEGRAL.


Le paradoxe de l'information
Voir l'article 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 ?

La théorie de la gravité quantique suggère 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 ? 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 ? 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.

Pendant de longues années, Stephen Hawking a maintenu sa position originelle de 1975 voulant que la radiation de Hawking est entièrement thermique, et donc complètement aléatoire, représentant ainsi une nouvelle source d'information non-déterministe. Cependant, le 21 juillet 2004, 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 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 la machinerie mathématique mise en place par Hawking[8]. 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 dans la revue Physical Revie et largement débattue dans la communauté scientifique.