Historique des trous noirs - Définition

Seconde moitié du XXe siècle : la théorie des trous noirs prend forme

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 Archibald 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.

Première moitié du XXe siècle : l'apport décisif de la relativité générale

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. 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. Cette configuration, aujourd'hui connue pour décrire un trou noir, était considérée comme non physique par Schwarzschild et Einstein. Elle comportait également une zone entourant la singularité gravitationnelle où certaines quantités décrivant le champ gravitationnel n'étaient plus définies. En 1921, les physiciens Paul Painlevé et Allvar Gullstrand donnent indépendamment une interprétation de la cette région en utilisant une nouvelle solution, la métrique dite 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 ait 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 : « 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.