Historique des trous noirs

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Article général Pour un article plus général, voir Trou noir.

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

XVIIIe 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 XVIIe 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 :

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 XIXe. Laplace cesse d'ailleurs de faire figurer cette notion de trou noir à partir de la troisième édition de son livre Exposition du système du Monde.

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

Première moitié du XXe 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[2]. 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, la métrique dite de Painlevé-Gullstrand (en) : 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 [3]: « 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 (en) qui, en 1958, explicitera la signification physique de cette zone à l'aide de la métrique d'Eddington-Finkelstein (en)[4].

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

L'intérêt pour les trous noir 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 XXe 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 XXIe 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'Ole Rømer par Jacob Coning (vers 1700).
Portrait d'Isaac Newton par Godfrey Kneller (1689).
xviie siècle
xviiie siècle
xixe siècle
Années 1910
Années 1920
  • 1923 : George Birkhoff prouve que la métrique de Schwarzschild est une solution exacte de l'équation du champ[19].
  • 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 de la métrique de Schwarzschild est une singularité de coordonnées[20].
Années 1930
Années 1950
Années 1960
Années 1970
Années 1980
Années 1990
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[réf. souhaitée].
  • 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].
Années 2010

Notes et références[modifier | modifier le code]

Bibliographie[modifier | modifier le code]

Sources primaires[modifier | modifier le code]

A
B
C
D
  • (en) Johannes Droste, « The field of a single centre in Einstein's theory of gravitation, and the motion of a particle in that field », Proceedings of the Royal Netherlands Academy of Arts and Science, vol. 19, no 1,‎ , p. 197-215 (Bibcode 1917KNAB...19..197D)
E
  • (en) Arthur S. Eddington, « A Comparison of Whitehead's and Einstein's Formulæ », Nature, vol. 113, no 2832,‎ , p. 192- (DOI 10.1038/113192a0, Bibcode 1924Natur.113..192E)
  • (de) Albert Einstein, « Die Feldgleichungen der Gravitation », Sitzungsberichte der Preussischen Akademie der Wissenschaften zu Berlin,‎ , p. 844-847
  • (en) Albert Einstein, « On a stationary system with spherical symmetry consisting of many gravitating masses », Annals of Mathematics, vol. 40,‎ , p. 922-936 (lire en ligne)
F
  • (en) Sean A. Farrell, Natalie A. Webb, Didier Barret, Olivier Godet et Joana M. Rodrigues, « An intermediate-mass black hole of over 500 solar masses in the galaxy ESO 243-49 », Nature, vol. 460,‎ , p. 73-75 (DOI 10.1038/nature08083)
  • (en) David R. Finkelstein, « Past-Future Asymmetry of the Gravitational Field of a Point Particle », Physical Review, vol. 110, no 4,‎ , p. 965-967 (DOI 10.1103/PhysRev.110.965, Bibcode 1958PhRv..110..965F)
H
J
  • Janis Allen : voir Ezra Newman
K
L
M
  • Donald Marolf : voir Almheiri Ahmed
  • (en) John Michell, « Rev. J. Michell, B. D. F. R. S. In a Letter to Henry Cavendish, Esq. F. R. S. and A. S. On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose. », Philosophical Transactions of the Royal Society of London, vol. 74,‎ , p. 35-57 ([« http://www.journals.royalsoc.ac.uk/link.asp?id=g833134462w3213p »(ArchiveWikiwixArchive.isGoogleQue faire ?) url link]) (ISSN 0261-0523)
N
O
P
  • (en) Roger Penrose, « Gravitational collapse : the role of general relativity », Rivista del Nuovo Cimento, vol. 1,‎ , p. 252-2761969 (Bibcode NCimR...1..252P)
  • Joseph Polchinski : voir Almheiri Ahmed
R
S
T
  • Làrus Thorlacius : voir Leonard Susskind
  • (en) Kip Thorne, « Nonspherical Gravitational Collapse : A Short Review », dans John R. Klauder (dir.), Magic without Magic : John Archibald Wheeler. A collection of essays in honor of his sixtieth birthday, San Francisco, W. H. Freeman, , XII-491 p. (ISBN 0-7167-0337-8, Bibcode 1972mwm..book..231T), p. 231-258
  • (en) Richard C. Tolman, « Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid », Physical Review, vol. 55, no 4,‎ , p. 364-373 (DOI 10.1103/PhysRev.55.364)
U
  • John Uglum : voir Leonard Susskind
V

Autres sources[modifier | modifier le code]

B
  • (en) Emma Brown, « Ann E. Ewing dies : science journalist turned nation's eyes to black holes », The Washington Post,‎ (lire en ligne, consulté le 6 août 2014)
C
K
  • (en) Anne J. Kox, « General Relativity in the Netherlands : 1915-1920 », dans Jean Eisenstaedt et Anne J. Kox (éd.), Studies in the History of General Relativity : based on the proceedings of the 2d International Conference on the History of General Relativity, Luminy, France, 1988, Boston, Bâle et Berlin, Birkhäuser, coll. « Einstein studies » (no 3), , XII-468 p. (ISBN 978-0-8176-3479-7, notice BnF no FRBNF37536465), p. 41-42 (lire en ligne)
L
  • Pierre Laszlo, « Brève préhistoire littéraire du trou noir », Alliage, no 66,‎ , p. 79-83 (lire en ligne, consulté le 6 août 2014)
M
S
  • Laurent Sacco, « Fin des trous noirs selon Hawking : l'avis de Jean-Pierre Luminet », Futura-Sciences,‎ (lire en ligne, consulté le 7 août 2014)