Historique des trous noirs

Cet historique des trous noirs traite de la partie historique relative à la découverte et la compréhension des trous noirs.

XVIII^e siècle : idées newtoniennes de trou noir[modifier | modifier le code]

L'histoire des trous noirs est directement liée à la question de savoir si la lumière a une masse, ou, en d'autres termes, si la lumière peut être influencée par la gravité comme une particule de matière. Au XVII^e siècle, la nature de la lumière est controversée. Selon Newton, elle est de nature corpusculaire, alors que pour Huygens, elle est de nature ondulatoire, dépourvue de masse. La finitude de la vitesse de la lumière étant 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), on est conduit, dans le cas d'une lumière corpusculaire, éventuellement dotée d'une masse, à concevoir un corps si massif que la vitesse de libération serait supérieure à la vitesse de la lumière. 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 révérend John Michell, géologue et astronome amateur anglais, 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^[1] : « 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. 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. »

Il expliquait que bien que ces corps soient invisibles, ils devaient provoquer des effets gravitationnels décelables : « S’il arrivait que quelque autre corps lumineux tourne autour d’eux, des mouvements de ces corps tournants, nous pourrions peut-être encore déduire l’existence du corps central avec quelque degré de probabilité; cela pourrait aussi bien nous apporter une indication concernant quelques-unes des irrégularités des corps tournants, qui ne serait pas aisément explicable par aucune autre hypothèse. »

La thèse de Michell très abstraite ne reçoit alors aucun écho.

Il faut attendre 1796 pour que le marquis Pierre-Simon de Laplace, mathématicien, philosophe et astronome passionné par la mécanique céleste et la gravitation redécouvre cette idée. Il écrivait dans son livre Exposition du Système du Monde^[2] : « Un astre lumineux, de la même densité que la Terre, et dont le diamètre serait 250 fois plus grand que le Soleil, ne permettrait, en vertu de son attraction, à aucun de ses rayons de parvenir jusqu'à nous. Il est dès lors possible que les plus grands corps lumineux de l'univers puissent, par cette cause, être invisibles. »

Il présente sa thèse devant l'auditoire de l'Académie des sciences, mais les physiciens restent sceptiques sur les chances d'existence d'un tel objet. Ainsi nait le concept du trou noir mais la démonstration mathématique de Laplace semble fantaisiste aux yeux des astronomes. En outre, les expériences de Young et de Fresnel conduisent les physiciens à rejeter la nature corpusculaire de la lumière dans la première moitié du XIX^e.

Laplace cesse de faire figurer cette notion de trou noir à partir de la troisième édition de son livre Exposition du système du Monde en 1808^[3].

Le trou noir retombe donc dans l'obscurité durant plus d'un siècle. Il réapparait au XX^e siècle, lorsque Albert Einstein publie sa théorie de la relativité générale.

Première moitié du XX^e siècle : émergence de l'idée de trou noir en relativité générale[modifier | modifier le code]

En 1915, Albert Einstein publie une nouvelle théorie de la gravitation, la relativité générale. Dans cette théorie, la gravitation s'identifie à des propriétés de l'espace, dont la structure est modifiée par la présence de matière. L'espace n'est plus une entité absolue, mais une structure souple déformée par la matière. L'écoulement du temps est également affecté par la présence de matière.

La complexité des équations de la relativité générale était telle qu'Einstein lui-même était sceptique quant à la possibilité que l'on puisse en trouver des solutions exactes. Cependant, quelques mois à peine après la publication de sa théorie, le physicien allemand Karl Schwarzschild trouve une solution de cette équation décrivant le champ gravitationnel extérieur d'une distribution de masse à symétrie sphérique^[4]. Cependant, cette solution peut être (au moins formellement) étendue même en l'absence de matière. Il existe toujours un champ gravitationnel se comportant de façon similaire à celui de la gravitation universelle, mais au centre l'endroit où se trouvait la distribution de matière apparaît ce qui est aujourd'hui appelé une singularité gravitationnelle, où le champ gravitationnel devient infini^{[réf. nécessaire]}. Cette configuration, aujourd'hui connue pour décrire un trou noir, était considérée comme non physique par Einstein. Elle comportait également une zone entourant la singularité gravitationnelle où certaines quantités décrivant le champ gravitationnel n'étaient plus définies (les coordonnées spatio-temporelles devenant physiquement incohérentes sous le rayon de Schwarzschild. Dès 1921, les physiciens Paul Painlevé et Allvar Gullstrand auraient donné indépendamment une interprétation de la cette région^{[réf. nécessaire]} en utilisant une nouvelle solution, les coordonnées de Painlevé-Gullstrand : il s'agit d'un horizon des événements, dont il n'est possible de quitter l'intérieur une fois que l'on y a pénétré.

À la fin des années 1920, le physicien indien Subrahmanyan Chandrasekhar montre qu'au-delà d'une certaine masse (appelée depuis limite de Chandrasekhar) un objet astrophysique qui n'est pas le siège de réactions nucléaires (une naine blanche) s'effondre sur lui-même sous l'effet de sa propre gravité, car aucune force ne peut contrarier l'effet de la gravitation. Le résultat de cet effondrement n'est pas décrit avec précision par Chandrasekhar, mais correspond à un trou noir. Arthur Eddington, convaincu que quelque chose arrête inévitablement cet effondrement, s'oppose vivement aux arguments de Chandrasekhar lors d'une controverse restée célèbre (voir Masse maximale des naines blanches et la controverse avec Eddington). En fait, on sait aujourd'hui que l'effondrement d'une naine blanche donne naissance à une supernova de type Ia, mais le raisonnement de Chandrasekhar est par contre valable pour une étoile à neutrons, dont l'existence n'était pas avérée à l'époque de ces travaux.

En 1939, après que l'existence des étoiles à neutrons eut été prédite par Fritz Zwicky, Robert Oppenheimer et Hartland Snyder calculent qu'il existe une masse maximale aux étoiles à neutrons, au-delà de laquelle elles s'effondrent sous l'effet de leur gravité. Cette même année, Albert Einstein publie un article dans lequel il montre que la « singularité de Schwarzschild » n'a pour lui aucun sens physique. Il écrit^[5] : « Le résultat essentiel de cet 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. » Ces considérations seront par la suite réfutées à la fin des années 1960 par un ensemble de travaux auquel les noms de Stephen Hawking et de Roger Penrose sont fortement associés, les théorèmes sur les singularités.

La signification physique du rayon de Schwarzschild et de la zone intérieure ne pourra être mieux comprise qu'avec la découverte d'autres solutions exactes (métrique de Lemaître en 1938, métrique de Kruskal-Szekeres en 1960) des équations d'Einstein ; mais c'est David Finkelstein qui, en 1958, explicitera la signification physique de cette zone à l'aide des coordonnées d'Eddington-Finkelstein^[6].

Seconde moitié du XX^e siècle : la théorie des trous noirs prend forme[modifier | modifier le code]

L'intérêt pour les trous noirs reprend à la fin des années 1950 lors de ce qui s'est appelé l'âge d'or de la relativité générale.

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.

La découverte des pulsars (forme observable des étoiles à neutrons) en 1967 puis du premier candidat trou noir (Cygnus X-1) en 1971 font entrer les trous noirs dans le champ de l'astronomie. Le terme de trou noir est proposé par John Wheeler en 1967. Le terme d'« étoile noire » (utilisé dans un des premiers épisodes de la série Star Trek) était également utilisé à l'époque. Le terme tarde à s'imposer dans certains pays. En France, le terme de « trou noir » ne provoque guère d'enthousiasme en raison de sa connotation sexuelle douteuse. Le terme d'« astre occlus » lui est un temps préféré, en hommage à Laplace. Le terme anglais entre finalement dans l'histoire et est traduit mot pour mot dans toutes les langues.

Depuis la fin du XX^e siècle, les observations de systèmes astrophysiques qui sont considérés comme contenant un trou noir s'accumulent. Dans notre galaxie, on découvre plusieurs microquasars : SS 433, GRS 1915+105, GRO J1655-40, 1A 0620-00, etc. Une vingtaine de systèmes binaires sont connus à ce jour contenant un trou noir stellaire. Leur existence est principalement déduite grâce à la possibilité, dans une étoile binaire de déterminer les masses des deux composantes. Si l'une de ces masses dépasse la limite d'Oppenheimer-Volkoff qui fixe la masse maximale d'une étoile à neutrons, alors que l'objet est invisible, celui-ci est considéré comme un trou noir.

Début du XXI^e siècle : détections de trous noirs[modifier | modifier le code]

Alors que depuis 1992 ou 1993 les détecteurs LIGO et Virgo ont été mis en construction, il faut attendre 2015 pour que des trous noirs soient observés par le biais de leurs ondes gravitationnelles : GW150914. Les observations sont conformes aux calculs faits par les ordinateurs à partir des équations d'Einstein pour des cas de trous noirs binaires.

Dates importantes[modifier | modifier le code]

Portrait d'Isaac Newton par Godfrey Kneller (1689).

XVII^e siècle[modifier | modifier le code]

1676 : Ole Rømer montre pour la première fois que la lumière se propage à une vitesse finie^[7].

XVIII^e siècle[modifier | modifier le code]

1728 : publication, à Londres, du Treatise of the System of the World, édition en anglais des Principia d'Isaac Newton dans laquelle apparaît, pour la première fois, l'expérience de pensée dite du canon de Newton qui met en évidence les vitesses limites aujourd'hui connues comme la vitesse de satellisation minimale et la vitesse de libération^[8].
1783 : dans le cadre de la théorie corpusculaire de la lumière, John Michell énonce la première notion de trou noir newtonien (appelées « Étoiles foncées ») (en se servant des lois de Newton de la gravitation). Cependant, l'intervention de Michell en 1784, abstraite et très théorique, devant l'auditoire de la Royal Society of Cambridge, resta sans réponse^[1].
1794-1796 : indépendamment de Michell, Pierre-Simon de Laplace propose la notion de « corps obscur » qui apparaît dans les deux premières éditions de son Exposition du Système du Monde^[2], aussi appelée « astre obscur »^[3].

XIX^e siècle[modifier | modifier le code]

1810 : l'impossibilité, pour la lumière, de s'échapper d'une étoile de grande taille est mentionnée par François Arago dans une communication à l'Académie des Sciences en 1810, qui ne sera publiée qu'en 1853^[9].
1854 : publication posthume du tome premier de l'Astronomie populaire de François Arago qui utilise l'expression trou noir pour décrire l'anneau de la nébuleuse de la Lyre^[10]^,^[11].
1868 : dans Les Enfants du capitaine Grant, Jules Verne emploie l'expression trou noir pour décrire une région du ciel austral particulièrement dénuée d'étoiles^[12]. Dans l'édition anglaise de 1876, trou noir est traduit par black hole^[13].

XX^e siècle[modifier | modifier le code]

Années 1910

1915 : Albert Einstein publie, pour la première fois, l'équation du champ, équation fondamentale de la relativité générale^[14].
1916 : Karl Schwarzschild trouve la première solution exacte à l'équation d'Einstein. Sa solution, connue comme la métrique de Schwarzschild, comporte deux singularités : l'une en $r=0$ et l'autre en $r=2GM/c^{2}$ . Elle permet de décrire un trou noir, connue comme le trou noir de Schwarzschild de masse quelconque, de charge électrique nulle et de moment cinétique nul^[15].
1916-1918 : Hans Reissner et Gunnar Nordström trouvent la solution exacte à l'équation d'Einstein décrivant un trou noir possédant une charge électrique, par la suite appelé trou noir de Reissner-Nordström^[16]^,^[17].
1917 : Johannes Droste obtient la même solution que Karl Schwarzschild^[18]^,^[19].

Années 1920

1923 : George Birkhoff prouve que la métrique de Schwarzschild est une solution exacte de l'équation du champ^[20].
1924 : Arthur Eddington propose un système de coordonnées, aujourd'hui connues comme les coordonnées d'Eddington-Finkelstein, qui met en évidence que la singularité en $r=2GM/c^{2}$ de la métrique de Schwarzschild est une singularité de coordonnées^[21].

Années 1930

1930 : Subrahmanyan Chandrasekhar calcule la masse maximale d'une naine blanche : la limite de Chandrasekhar. Elle vaut 1,44 fois la masse solaire, soit 3 × 10³⁰ kg. Au-delà, l'objet ne peut supporter son propre poids^[22]^,^[23].
1932 : Georges Lemaître propose un système de coordonnées, aujourd'hui connues comme les coordonnées de Lemaître qui confirme que la singularité en $r=2GM/c^{2}$ de la métrique de Schwarzschild est une singularité de coordonnées^[24].
1939 :
- les physiciens américains Robert Oppenheimer et Hartland Snyder découvrent une solution à l'équation d'Einstein décrivant l'effondrement gravitationnel d'une étoile massive et démontrant l'existence des singularités gravitationnelles, concluant : « Quand toutes les sources d'énergies thermonucléaires seront épuisées, une étoile suffisamment massive s'effondrera »^[25] ;
- à la suite de Richard Tolman^[26], Robert Oppenheimer et George Volkoff établissent la limite d'Oppenheimer-Volkoff (environ égale à trois masses solaires) à partir de laquelle une étoile à neutron s'effondre devient un trou noir^[27].
- Albert Einstein publie un article dans lequel il affirme que la « singularité de Schwarzschild » n'a aucun sens physique^[5].

Années 1950

1950 : John Synge publie l'extension analytique maximale de la métrique de Schwarzschild^[28].
1958 : David Finkelstein identifie la surface de Schwarzschild à un horizon absolu : l'horizon des événements^[29].

Années 1960

1960 : Martin Kruskal redécouvre les résultats de John Synge^[30].
1963 : Roy Kerr découvre une solution des équations d'Einstein pour décrire les trous en rotation : les trous noirs de Kerr^[31].
1964 : la journaliste américaine Ann E. Ewing utilise l'expression black hole dans un compte-rendu d'une réunion de l'American Association for the Advancement of Science publiée dans la Science News Letter du 18 janvier 1964^[32].
1965 : Ezra Ted Newman découvre une solution pour décrire les trous noirs en rotation et de charge électrique non nulle^[33] : les trous noirs de Kerr-Newman.
1965-1970 : À partir de la relativité générale, Roger Penrose et Stephen Hawking montrent qu'il doit y avoir à l'intérieur d'un trou noir une singularité de densité infinie ainsi qu'une courbure de l'espace-temps infinie. D'autres chercheurs émettent alors l'idée qu'un tel phénomène est impossible, ce qui signifie que des effets inconnus se produisent avant la création d'un trou noir, au point de rendre son existence hypothétique.
1966 : Iakov Zeldovitch et Igor Novikov ont l'idée de rechercher des trous noirs dans des systèmes binaires.
1967 :
- John Wheeler invente l'expression « trou noir » ;
- Werner Israël démontre le théorème de calvitie.
1969 :
- Roger Penrose propose l'hypothèse de la censure cosmique et le processus de Penrose^[34] ;
- Stephen Hawking démontre que la surface d'un trou noir ne peut qu'augmenter.

Années 1970

1970 :
- James Bardeen souligne que la présence d'accrétion de gaz dans une étoile binaire indique probablement que les trous noirs typiques tournent très rapidement ;
- Stephen Hawking et Roger Penrose montrent les théorèmes sur les singularités relatifs aux trous noirs ;
- Mise en orbite du premier télescope à rayons X, nommé Uhuru ;
- Martin Kruskal et George Szekeres découvrent indépendamment le système de coordonnées de Kruskal-Szekeres pour décrire la métrique de Schwarzschild.
1971 :
- l'existence des trous noirs dans l'univers se matérialise avec les observations du système Cygnus X-1 ;
- Stephen Hawking montre que les trous noirs primordiaux (les plus petits) ont pu se former lors du Big Bang^[35] ;
- Donald Lynden-Bell et Martin Rees prédisent l'existence d'un trou noir supermassif au centre même de la Voie lactée^[36]^,^[37].
1972 :
- Jacob Bekenstein émet l'hypothèse que la surface de l'horizon est une mesure de son entropie. Hawking est farouchement opposé à cette théorie ;
- Brandon Carter, Stephen Hawking et James M. Bardeen proposent les quatre lois de la thermodynamique des trous noirs ;
- Iakov Zeldovitch prédit la superradiance, un effet analogue aux processus de Penrose, mais en termes d'ondes et non de particules ;
- Richard H. Price effectue les premières simulations numériques d'un effondrement gravitationnel ;
- Kip Thorne propose la conjecture du cerceau^[38].
1973 : William Press et Saul Teukolsky prouvent que les vibrations d'un trou noir en rotation sont stables et s'amortissent au cours du temps.
1974 :
- Hawking montre que tous les trous noirs rayonnent : c'est l'évaporation des trous noirs, ou rayonnement de Hawking. Peu après, il s'accorde avec la théorie émise par Bekenstein en 1972 (voir Entropie des trous noirs), selon laquelle les trous noirs portent une entropie^{[réf. souhaitée]}.
- Russell Alan Hulse et Joseph Hooton Taylor découvrent le premier pulsar binaire, dont l'existence assure que deux étoiles à neutrons ou deux trous noirs peuvent finir par entrer en collision pour former un trou noir plus grand^{[réf. souhaitée]}.
1975 : Chandrasekhar et Stephen Detweiler mettent au point une description mathématique des perturbations des trous noirs appelées modes quasi-normaux^{[réf. souhaitée]}.

Années 1980

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Années 1990

1993 : Leonard Susskind propose la conjecture de la complémentarité des trous noirs^[39].
1994 :
- découverte de jets supraluminiques dans le domaine radio dans notre galaxie, près de l'objet GRS 1915+105. Ces jets sont la version réduite des jets observés dans les quasars, et sont la conséquence de matière tombant sur un trou noir (ici un trou noir stellaire)^{[réf. souhaitée]} ;
- découverte d'un autre système avec des jets potentiellement supraluminiques : GRO J1655-40 (mais sa distance est sujette à controverse)^{[réf. souhaitée]}.

XXI^e siècle[modifier | modifier le code]

Années 2000

2002 : le télescope spatial INTEGRAL, mis en orbite au mois d'octobre, doit observer attentivement le domaine spectral des rayons X, à la recherche de trous noirs de grande taille^[40].
2004 : Stephen Hawking avoue qu'il pense s'être trompé à propos du paradoxe de l'information des trous noirs : au bout d'un temps incommensurablement long, les trous noirs finissent par libérer l'information qu'ils ont emprisonnée^{[réf. souhaitée]}.
2009 : détection, dans la galaxie ESO 243-49, de HLX-1, considéré comme un trou noir intermédiaire^[41].

Années 2010

2012 :
- première preuve visuelle de l'existence des trous-noirs. L'équipe de Suvi Gezari de l'université Johns Hopkins, utilisant le télescope hawaïen Pan-STARRS 1, publie les images d'un trou noir supermassif à 2,7 millions d'années lumière en train d'aspirer une géante rouge^[42] ;
- Joseph Polchinski propose la conjecture du mur de feu^[43].
2014 : Stephen Hawking propose de redéfinir le trou noir en substituant à l'horizon absolu qu'est l'horizon des événements un horizon apparent^[44]^,^[45]^,^[46].
2015 : première détection de trous noirs par le biais de leurs ondes gravitationnelles (GW150914).
2019 : un trou noir est imagé pour la première fois : M87*, le trou noir supermassif au centre de la galaxie géante M87^[47].

Années 2020

2022 : un second trou noir est imagé : Sagittarius A*, le trou noir supermassif au centre de la Voie lactée.

Notes et références[modifier | modifier le code]

↑ ^{a et b} Michell 1784
↑ ^{a et b} Laplace 1796
↑ ^{a et b} Camille Flammarion, « Les Astres obscurs », L'Astronomie,‎ octobre 1884, p. 373-374 (BNF 34409538, lire en ligne, consulté le 6 août 2023)
↑ Lev Landau et Evgueni Lifchits, Physique théorique, t. 2 : Théorie des champs [détail des éditions] §100
↑ ^{a et b} Einstein 1939
↑ Lev Landau et Evgueni Lifchits, Physique théorique, t. 2 : Théorie des champs [détail des éditions] §102
↑ Rømer 1676
↑ Newton 1728
↑ Arago 1853
↑ Arago 1854
↑ Laszlo 2010
↑ Crovisier 2010
↑ Verne 1876
↑ Einstein 1915
↑ Schwarzschild 1916
↑ Reissner 1916
↑ Nordström 1918
↑ Droste 1917
↑ Kox 1992
↑ Birkhoff 1923
↑ Eddington 1924
↑ Chandrasekhar 1931a
↑ Chandrasekhar 1931b
↑ Lemaître 1933
↑ Oppenheimer et Snyder 1939
↑ Tolman 1939
↑ Oppenheimer et Volkoff 1939
↑ Synge 1950
↑ Finkelstein 1958
↑ Kruskal 1960
↑ Kerr 1963
↑ Brown 2010
↑ Newman et Janis 1965
↑ Penrose 1969
↑ Hawking 1971
↑ Lynden-Bell et Rees 1971
↑ Voir l'article de revue de Fulvio Melia et Heino Falcke. « astro-ph/0106162 », texte en accès libre, sur arXiv.
↑ Thorne 1972
↑ Susskind et al. 1993
↑ (en) ESA / Science & Exploration / Space Science, « Integral overview » , sur ESA - the European Space Agency (consulté le 24 février 2023)
↑ Farrell et al. 2009
↑ (en) « Scientific American - Big Gulp: Flaring Galaxy Marks the Messy Demise of a Star in a Supermassive Black Hole »
↑ Ahmed et al. 2013
↑ Hawking 2014
↑ Merali 2014
↑ Sacco 2014
↑ Pierre Barthélémy, « La première photo d’un trou noir publiée par un consortium scientifique international », Le Monde,‎ 10 avril 2019 (lire en ligne, consulté le 10 avril 2019)

Bibliographie[modifier | modifier le code]

Sources primaires[modifier | modifier le code]

A

(en) Almheiri Ahmed, Donald Marolf, Joseph Polchinski et James Sully, « Black holes: complementarity or firewalls? », Journal of High Energy Physics,‎ 11 février 2013 (DOI 10.1007/JHEP02(2013)062, arXiv 1207.3123)
François Arago, « Mémoire sur la vitesse de la lumière, lu à la première Classe de l'Institut, le 10 décembre 1810 », Comptes rendus hebdomadaires des séances de l'Académie des sciences, vol. 36,‎ 1853, p. 38-49 (lire en ligne, consulté le 6 août 2014)
François Arago (Jean-Augustin Barral (éd.)), Astronomie populaire : œuvre posthume, vol. 1, Paris et Leipzig, Gide et T. O. Weigel, 1854 (BNF 30024347), p. 509 (lire en ligne) : « William Herschel classait parmi les curiosités du firmament une nébuleuse inscrite sous le n^o 57 dans l'ancien catalogue de la Connaissance des temps. Pour être justes, hâtons-nous d'ajouter que Messier et Méchain, avec leurs faibles lunettes, n'avaient ni aperçu aucune étoile dans la nébulosité, ni discerné sa forme réelle. Cette nébuleuse (fig. 118) est, au fond, un anneau d'étoiles un peu elliptique. Elle est située entre β et γ de la Lyre ; elle a été découverte en 1779, à Toulouse, par Darquier. On y voit au centre un tour noir ou du moins faiblement éclairé. Les deux axes sont dans le rapport 83 à 100. Le trou obscur occupe la moitié environ du diamètre de la nébuleuse »

B

(en) George D. Birkhoff, Relativity and Modern Physics, Cambridge, Harvard University Press, 1923

C

(en) Subrahmanyan Chandrasekhar, « The Density of White Dwarf Stars », Philosophical Magazine, 7^e série, vol. 11, n^o suppl.,‎ février 1931, p. 592-596, reproduit dans Journal of Astrophysics and Astronomy, vol. 15, n^o 2, juillet 1994, p. 105-109
(en) Subrahmanyan Chandrasekhar, « The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs », The Astrophysical Journal, vol. 74,‎ juillet 1931, p. 81-82 (DOI 10.1086/143324, Bibcode 1931ApJ....74...81C, lire en ligne [gif], consulté le 7 août 2014)

D

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Hartland S. Snyder : voir J. Robert Oppenheimer
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John Uglum : voir Leonard Susskind

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Autres sources[modifier | modifier le code]

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[37] Voir l'article de revue de Fulvio Melia et Heino Falcke. « astro-ph/0106162 », texte en accès libre, sur arXiv.

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[47] Pierre Barthélémy, « La première photo d’un trou noir publiée par un consortium scientifique international », Le Monde,‎ 10 avril 2019 (lire en ligne, consulté le 10 avril 2019)

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v · m Trou noir
Type	Schwarzschild En rotation Chargé (en) Virtuel
Dimension	Micro Extrémal Électronique Stellaire De masse intermédiaire Supermassif Quasar galaxie active blazar amas
Formation	Évolution stellaire Effondrement gravitationnel Étoile à neutrons autres Objet compact étrange exotique Limite d'Oppenheimer-Volkoff Naine blanche Supernova Hypernova Unnova Sursaut gamma
Propriété	Thermodynamique entropie Rayon de Schwarzschild Relation M-sigma Horizon physique horizon d'un trou noir horizon des événements dyadosphère Oscillations quasi périodiques Sphère de photons Ergosphère Évaporation Processus de Penrose Processus de Blandford–Znajek (en) Accrétion de Bondi Spaghettification Événement de rupture par effet de marée Lentille gravitationnelle
Modèle	Singularité gravitationnelle théorèmes sur les singularités Trou noir primordial Gravastar Étoile noire (mécanique newtonienne) Étoile d'énergie noire (en) Étoile noire (semi-classique) Effondrement gravitationnel objet à magnétosphère s'effondrant éternellement (en) Fuzzball Trou blanc Singularité nue Singularité de l'anneau Singularité d'Immirzi (en) Paradigme de la membrane (en) Kugelblitz Trou de ver Quasi-étoile
Problèmes	Théorème de calvitie Paradoxe de l'information Censure cosmique Trou noir sans singularité Principe holographique Complémentarité Mur de feu ER = EPR
Métrique	Schwarzschild Kerr Reissner–Nordström Kerr–Newman
Observation	Rossi X-ray Timing Explorer Système stellaire hyper compact
Liste	Trous noirs Les plus massifs Quasars Microquasars
Autre	Historique Voyage vers un trou noir (en)

XVIIIe siècle : idées newtoniennes de trou noir[modifier | modifier le code]

Première moitié du XXe siècle : émergence de l'idée de trou noir en relativité générale[modifier | modifier le code]

Seconde moitié du XXe siècle : la théorie des trous noirs prend forme[modifier | modifier le code]

Début du XXIe siècle : détections de trous noirs[modifier | modifier le code]