« Trou noir » : différence entre les versions
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== Présentation et terminologie ==
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 (trou noir)|horizon]] des événements du trou noir'', dont aucun rayonnement et {{lang|la|a fortiori}} aucune matière ne peut s’échapper<ref>Entrée {{citation|trou noir}}, dans {{Lien brisé|langue=fr |prénom1=Richard |nom1=Taillet |prénom2=Pascal |nom2=Febvre |prénom3=Loïc |nom3=Villain |titre=Dictionnaire de physique |lieu=Bruxelles |éditeur=[[De Boeck Université]] |année=2009 |isbn=978-2-8041-0248-7 |bnf=421229458 |passage=559 |url=https://books.google.fr/books?id=fts1ydufciQC&pg=PA559&}}.</ref>{{,}}<ref>Jean-Pierre Luminet, « Trous noirs », ''{{lang|la|Encyclopædia Universalis}}'' ([http://www.universalis-edu.com/encyclopedie/trous-noirs/ en ligne], consulté le 22 octobre 2012).</ref>. En effet, sa masse est telle que même la [[lumière]] et ses [[Photon|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<ref>{{Lien web |langue=fr |auteur=AstronoGeek |titre=Les Monstres d'Einstein |url=https://www.youtube.com/watch?v=87tqmwJOX7w |site=youtube.fr |date=25 août 2017 |consulté le=17 novembre 2020}}.</ref>. Cette sphère est centrée sur la singularité et son [[Rayon de Schwarzschild|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.
Le rayon d'un trou noir est proportionnel à sa masse : environ {{unité|3|km}} 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 {{citation|aspirateur}} irrésistible. Par exemple, si le [[Soleil]] se trouvait remplacé par un trou noir de même masse, les [[orbite]]s des corps tournant autour ([[planète]]s 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 [[masse solaire|masses solaires]]. Ceux qui se trouvent au centre des [[galaxie]]s 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 ''[[trou noir intermédiaire|trous noirs intermédiaires]]'' avec une masse de quelques milliers de [[masse solaire|masses solaires]]. Des trous noirs de masse bien plus faible, formés au début de l’histoire de l’Univers, peu après le {{lang|en|[[Big Bang]]}}, sont aussi envisagés et sont appelés ''[[trou noir primordial|trous noirs primordiaux]]''. Leur existence n’est, à l’heure actuelle, pas confirmée.
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=== Étymologie ===
Le français « trou noir » est [[Occurrence#Linguistique|attesté]] dès {{date|1973}}<ref>{{CNRTL|trou|onglet=0|C, 2, a|élision=non}} [consulté le {{nobr|11 décembre}} 2017].</ref>. C'est un [[Calque (linguistique)|calque]]<ref>{{article | langue=fr | prénom1=Anna | nom1=Giaufret | prénom2=Michaela | nom2=Rossi | titre=Métaphores terminologiques, circulation des savoirs et contact entre langues | périodique=Signes, discours et sociétés : revue semestrielle en sciences humaines et sociales dédiée à l'analyse des discours | numéro=10 : | titre numéro=La métaphore dans le discours spécialisé | jour=12 | mois={{date-|novembre|compact=oui}} | année=2013 | passage={{art.}}{{numéro|6}} |lire en ligne=http://revue-signes.gsu.edu.tr/article/-LXz7Ts5RsKXdakwlC42 | consulté le=4 décembre 2017}}.</ref> de l'[[anglais]] ''{{langue|en|texte=black hole}}'', expression attestée dès {{date|1964}}. Sa plus ancienne occurrence connue se trouve dans un article de la journaliste américaine [[Ann E. Ewing]] paru dans ''{{langue|en|texte=[[Science News|The Sciences News Letters]]}}'' le {{date|18 janvier 1964}}<ref>{{lien web |langue=en |prénom=Emma |nom=Brown |titre=Ann E. Ewing dies; science journalist turned nation's eyes to “black holes” |url=https://www.washingtonpost.com/wp-dyn/content/article/2010/07/31/AR2010073102772.html |site=[[The Washington Post]] |jour=1 |mois=août |année=2010}} [consulté le {{nobr|11 décembre}} 2017].</ref>{{,}}<ref name="50 years later">{{lien web |langue=en |prénom1=Tom |nom1=Siegfried |titre={{nobr|50 years}} later, it's hard to say who named black holes |url=https://www.sciencenews.org/blog/context/50-years-later-it's-hard-say-who-named-black-holes |site=[[Science News]] |jour=23 |mois=décembre |année=2013}} [consulté le {{nobr|11 décembre}} 2017].</ref>{{,}}<ref>{{article |langue=en |prénom=Ann E. |nom=Ewing |titre=“Black Holes” in Space |périodique=[[Science News|The Sciences News Letters]] |volume=85 |numéro=3 |jour=18 |mois=janvier |année=1964 |pages=39 |doi=10.2307/3947428 |jstor=3947428 |consulté le=11 décembre 2017 |issn=0096-4018 }} [consulté le {{nobr|11 décembre}} 2017].</ref>{{,}}<ref>{{article |langue=en |prénom=Virginia |nom=Trimble |titre=The quest for collapsed/frozen stars in single-line spectroscopic binary systems |périodique=Proceedings of the International Astronomical Union |volume=11 |numéro=S308 : |titre numéro=The Zeldovich universe : genesis and growth of the cosmic web |mois=juin |année=2014 |pages=38-45 |doi=10.1017/S1743921316009601 |bibcode=2016IAUS..308...38T |arxiv=1411.1116 |résumé=https://www.cambridge.org/core/journals/proceedings-of-the-international-astronomical-union/article/quest-for-collapsedfrozen-stars-in-singleline-spectroscopic-binary-systems/F4A058105F7E871C2821124C00EE584A |lire en ligne=https://arxiv.org/pdf/1411.1116.pdf |consulté le=11 décembre 2017}} [consulté le {{nobr|11 décembre}} 2017].</ref>. 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]]<ref name="Bartusiak">{{lien web|url=https://www.wbur.org/radioboston/2018/10/09/marcia-bartusiak-planet-three|titre=MIT's Marcia Bartusiak On Understanding Our Place In The Universe|
== Historique ==
{{Article détaillé|Historique des trous noirs}}
Le concept de trou noir a émergé à la fin du {{XVIIIe siècle}} dans le cadre de la [[Loi universelle de la gravitation|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 {{XXe siècle}} 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|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)<ref>{{Lien web |auteur=CNRS |titre=Comment les scientifiques savent que les trous noirs existent ? |url=https://www.insu.cnrs.fr/fr/les-trous-noirs-existent |accès url=libre |date=juin 2022 |consulté le=juin 2022}}.</ref>. 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 »<ref>Parmi les premières observations de {{nobr|[[Cygnus X-1]]}} par [[Uhuru (satellite)|Uhuru]], on retiendra : {{en}} {{qui|[[M. Oda]]}} <!-- spécifier prénom -->{{et al.}}, ''{{lang|en|X-Ray Pulsations from Cygnus X-1 Observed from UHURU}}'', ''{{lang|en|[[The Astrophysical Journal|Astrophysical Journal Letters]]}}'', '''166''', L1-L7 (1971) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1971ApJ...166L...1O Voir en ligne].</ref>{{,}}<ref>Les premières indications que {{nobr|[[Cygnus X-1]]}} est un trou noir, à partir des observations de [[Uhuru (satellite)|Uhuru]], sont publiées dans {{en}} [[D. M. Eardley]] & [[William Press (scientifique)|William H. Press]], ''{{lang|en|Astrophysical processes near black holes}}'', ''{{lang|en|[[Annual Review of Astronomy and Astrophysics]]}}'', '''13''', 381-422 (1975) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1975ARA%26A..13..381E Voir en ligne].</ref> d’un objet contenant un trou noir fut celle de la source de [[rayon X|{{nobr|rayons X}}]] {{nobr|[[Cygnus X-1]]}} par le [[satellite artificiel|satellite]] [[Uhuru (satellite)|Uhuru]] en [[1971 en science|1971]].
== Propriétés ==
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Au centre d’un trou noir se situe une région dans laquelle le champ gravitationnel et certaines distorsions de l’espace-temps (on parle plutôt de [[courbure]] de l’espace-temps) divergent à l'infini, quel que soit le changement de coordonnées<ref>[https://arxiv.org/abs/astro-ph/9801252 Jean-Pierre Luminet ''Black Holes : A General Introduction''] p. 6</ref>. Cette région s’appelle une [[singularité gravitationnelle]]. La description de cette région est délicate dans le cadre de la [[relativité générale]] puisque celle-ci ne peut décrire que des régions où la courbure est finie.
De plus, la relativité générale est une théorie qui ne peut pas incorporer en général des effets gravitationnels d’origine [[mécanique quantique|quantique]]. Le fait que la courbure tende vers l’infini est un signe que la relativité générale ne peut décrire totalement la réalité à cet endroit et qu'il est probablement nécessaire d'introduire des effets quantiques<ref>{{lien web|url=http://www.damtp.cam.ac.uk/research/gr/public/bh_hawk.html|titre=Black Holes and Quantum Gravity|
La description d’une singularité gravitationnelle est donc pour l’heure problématique<ref name="QG" group=alpha />. Néanmoins, tant que celle-ci est située à l’intérieur de l'horizon du trou noir, elle ne peut influencer ce qui est à l’extérieur de cet horizon, de la même façon que de la matière située à l’intérieur de l'horizon d’un trou noir ne peut en ressortir. Ainsi, aussi mystérieuses que soient les singularités gravitationnelles, notre incapacité à les décrire, signe de l’existence de limitations de la relativité générale à décrire tous les phénomènes gravitationnels, n’empêche pas la description des trous noirs pour la partie située de notre côté de l’horizon des évènements.
==== Absence de singularité centrale selon d'autres théories ====
En {{date-|décembre 2018}}, Abhay Ashtekar, Javier Olmedo, et Parampreet Singh font publier un article scientifique démontrant que, dans le cadre de la théorie de la [[Gravitation quantique à boucles|gravitation à boucles]], un trou noir n'a pas de singularité centrale, sans préciser géométriquement le devenir de la matière en ce point<ref>{{Article|prénom1=Abhay|nom1=Ashtekar|prénom2=Javier|nom2=Olmedo|prénom3=Parampreet|nom3=Singh|titre=Quantum Transfiguration of Kruskal Black Holes|périodique=Physical Review Letters|volume=121|numéro=24|date=2018-12-10|doi=10.1103/PhysRevLett.121.241301|lire en ligne=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevLett.121.241301|consulté le=2018-12-22|pages=241301}}</ref>{{,}}<ref>{{Article|langue=en|prénom1=Carlo|nom1=Rovelli|titre=Viewpoint: Black Hole Evolution Traced Out with Loop Quantum Gravity|périodique=Physics|volume=11|date=2018-12-10|lire en ligne=https://physics.aps.org/articles/v11/127|consulté le=2018-12-22}}</ref>{{,}}<ref>{{Lien web|langue=fr-FR|nom1=Boisson|prénom1=Thomas|titre=La gravité quantique à boucles fait disparaître la singularité centrale des trous noirs|url=https://trustmyscience.com/gravite-quantique-boucles-fait-disparaitre-singularite-centrale-trous-noirs/|site=Trust My Science|date=2018-12-21|consulté le=2018-12-22}}.</ref>.
== Types de trous noirs et formations ==
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[[Fichier:Accretion disk.jpg|vignette|Illustration de la formation de jets. Au sein d’un [[Système binaire (astronomie)|système binaire]] composé d’un trou noir et d’une étoile, cette dernière voit son gaz arraché et aspiré vers le trou noir. En s’approchant, le gaz engendre un [[disque d'accrétion]] qui fournit la matière dont est composé le jet.]]
Un trou noir de la masse du [[Soleil]] aurait un [[diamètre]] de {{unité|6|[[kilomètres]]}}<ref>{{en}} [http://www.wolframalpha.com/input/?i=black+hole+1+solar+masses ''{{lang|en|Wolfram Alpha "black hole 1 solar masses"}}''].</ref>. Les trous noirs stellaires ont une masse d’au moins trois [[masse solaire|masses solaires]]. Ils naissent à la suite de l’effondrement gravitationnel du résidu des étoiles massives. En effet, lorsque la combustion par les [[réaction nucléaire|réactions thermonucléaires]] dans le cœur de l’étoile massive se termine, faute de carburant, une [[supernova]] se produit. Cette dernière peut laisser derrière elle un cœur qui continue à s’effondrer rapidement. Une étoile de masse nominale (avant sa perte de matière en fin de vie) de 20 masses solaires a 40 % de chances de s'effondrer en trou noir, tandis qu'une étoile de 40 masses solaires tend vers 100 % de chances<ref>{{Lien Web |langue=en |url=https://astronomy.com/magazine/ask-astro/2017/12/solar-masses|titre=How many solar masses must a star be to end up a black hole (before normal mass loss during its life)?}}.</ref>.
En [[1939 en science|1939]], [[Robert Oppenheimer]] a montré que si ce cœur a une masse supérieure à une certaine limite, appelée [[Limite d'Oppenheimer-Volkoff|limite d’Oppenheimer-Volkoff]] et égale à environ {{unité|3.3|masses solaires}}, la force gravitationnelle l’emporte définitivement sur toutes les autres forces et un trou noir se forme{{sfn|Rival|1995|p=89-90}}{{,}}<ref>{{Ouvrage|langue=en|prénom1=Jean‐Louis|nom1=Tassoul|lien auteur1=Jean-Louis Tassoul|prénom2=Monique|nom2=Tassoul|titre=A Concise History of Solar and Stellar Physics|éditeur=[[Princeton University Press]]|année=2004|mois=juillet|jour=6|pages totales=344|passage=165|isbn=978-0-691-11711-9|lire en ligne=https://books.google.br/books?id=nRtUait0qTgC&pg=PA165&dq=Hartland+Snyder+1962}}.</ref>.
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La formation des trous noirs de très grande masse (de l'ordre d'un milliard de masses solaires) qu'on observe dans l'Univers lointain a été beaucoup trop rapide pour correspondre à l'effondrement d'étoiles massives. Il pourrait s'agir de l'effondrement direct de nuages de gaz gigantesques présents juste après le [[Big Bang]], conduisant à des trous noirs de dix à cent mille [[Masse solaire|masses solaires]], amplifiés ensuite aux dépens du gaz et des étoiles environnants<ref>{{article| langue=en| auteur=Joshua Sokol| titre=Observations hint at a new recipe for giant black holes| périodique=[[Science (revue)|Science]]| jour=13| mois=janvier| année=2017| volume=355| numéro=6321| page=120| doi=10.1126/science.355.6321.120}}.</ref>.
En 2021, une équipe de l'[[université du Texas]] découvre un trou noir supermassif au centre de [[galaxie du Lion I|Lion I]], une [[galaxie naine sphéroïdale]] qui fait partie du [[Groupe local]]. Auparavant, aucun trou noir de ce type n'avait été découvert dans une galaxie si compacte. Pesant {{unité|3,3|millions de masses solaires}}, il est comparable au trou noir supermassif situé au centre de la [[Voie lactée]]. L'explication de son existence est indéterminée, mais il semble qu'il s'agit d'un effet de fusion avec la Voie lactée qui avait capturé cette galaxie. En effet, la quantité de [[matière noire]] dans Lion I est extrêmement pauvre<ref>{{lien web |langue=en |titre=Texas Astronomers Discover Strangely Massive Black Hole in Milky Way Satellite Galaxy |éditeur=[[Université du Texas]] |date=2021-12-01 |url=https://news.utexas.edu/2021/12/01/texas-astronomers-discover-strangely-massive-black-hole-in-milky-way-satellite-galaxy/}}.</ref>{{,}}<ref>{{lien web |titre=Un trou noir supermassif se cacherait dans une galaxie naine proche de la Voie lactée |éditeur=Futura Sciences |date=2 décembre 2021 |url=https://www.futura-sciences.com/sciences/actualites/trou-noir-trou-noir-supermassif-cacherait-galaxie-naine-proche-voie-lactee-95298/ |auteur1=Laurent Sacco}}.</ref>.
=== Trous noirs intermédiaires ===
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Les trous noirs intermédiaires, découverts dans les {{nobr|années 2000}}, ont une masse entre 100 et {{unité|10000|masses solaires}}<ref>{{en}} Voir la revue de M. C. Miller et E. J. M. Colbert. {{arxiv|astro-ph/0308402}}.</ref>. Dans les {{nobr|années 1970}}, les trous noirs de masse intermédiaire étaient supposés se former dans le cœur des [[amas globulaire]]s mais aucune observation ne venait soutenir cette hypothèse. Des observations dans les {{nobr|années 2000}} ont montré l’existence de sources de [[rayon X|{{nobr|rayons X}}]] ultra-lumineuses (''{{lang|en|[[Source X ultralumineuse|Ultra-luminous X-ray source]]}}'' en anglais, ou ''ULX'')<ref>{{en}} J. R. Sánchez Sutil, ''{{lang|en|A catalogue of ultra-luminous X-ray source coincidences with FIRST radio sources}}'', ''{{lang|en|[[Astronomy and Astrophysics]]}}'', {{vol.|452}}, {{t.|2}}, juin 2006, {{p.|739-742}}. {{ads|2006A%26A...452..739S}}.</ref>. Ces sources ne sont apparemment pas associées au cœur des galaxies où l’on trouve les trous noirs supermassifs. De plus, la quantité de {{nobr|rayons X}} observée est trop importante pour être produite par un trou noir de {{unité|20|masses}} solaires, [[accrétion|accrétant]] de la matière avec un taux égal à la [[Limite d'Eddington|limite d’Eddington]] (limite maximale pour un trou noir stellaire). Ces trous noirs intermédiaires pourraient aussi résulter de l'effondrement d'[[étoile de population III|étoile de {{nobr|population {{III}}}}]] : 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.
Si l'existence de tels trous noirs est acceptée au début des {{nobr|années 2000}} par la communauté des astronomes<ref>{{Lien web |langue=anglais |titre=Hubble Discovers Black Holes in Unexpected Places |url=http://web.archive.org/web/20070802094740/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2002/18/text/|site=hubblesite.org|date=17 Septembre 2002}}.</ref>{{,}}<ref>{{Lien web|langue=anglais|titre=Dying Star Reveals More Evidence for New Kind of Black Hole|url=http://scienceblog.com/9685/dying-star-reveals-more-evidence-for-new-kind-of-black-hole/|site=scienceblog.com|date=8 janvier 2006}}.</ref>, le faible nombre de candidats et l’ambiguïté de certains signaux font que l'existence de cette catégorie de trou noir reste encore sujette à débat<ref>{{Lien web|langue=anglais|titre=A Black Hole in the Galactic Center Complex IRS 13E?|url=https://arxiv.org/abs/astro-ph/0504474|site=arxiv.org|date=21 avril 2005}}.</ref>.
En 2017, Bulent Kiziltan, directeur de recherche au [[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]], affirme avoir détecté un trou noir intermédiaire de {{unité|1400|}} à {{unité|3700|masses}} solaires au sein de l'amas globulaire [[47 Tucanae]]<ref>{{référence incomplète|''Nature'', 9 février 2017}}</ref>{{,}}<ref>[https://www.cfa.harvard.edu/news/2017-06 Harvard EDU numéro 6 2017]</ref>.
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=== Trous noirs dormants ===
Un trou noir est dit « dormant » s'il n'émet pas de hauts niveaux de rayons X (les trous noirs sont généralement détectés grâce à ces émissions), ce qui le rend difficilement détectable, car il n'interagit que très peu avec son environnement<ref>{{Lien web |langue=en |auteur1=Tomer Shenar |auteur2=Hugues Sana |et al.=oui |titre=An X-ray-quiet black hole born with a negligible kick in a massive binary within the Large Magellanic Cloud |url=https://www.nature.com/articles/s41550-022-01730-y|date=18 juillet 2022 |site=nature.com |consulté le=19 juillet 2022}}.</ref>. Ce n'est donc pas un type de trou noir, seulement un état, qui évolue avec le temps : un trou noir dormant devient actif si suffisamment de matière tombe dessus. Le {{date-|18 juillet 2022}}, l'ESO annonce<ref>{{Lien web|langue=|auteur=|titre=La "police des trous noirs" découvre un trou noir dormant en dehors de nôtre galaxie|url=https://www.eso.org/public/france/news/eso2210/|date=18 juillet 2022 |site=eso.org |consulté le=19 juillet 2022}}.</ref> qu'une équipe internationale confirme l'existence d'un trou noir « dormant », d'au moins neuf fois la masse du Soleil, au sein de la [[nébuleuse de la Tarentule]], dans la galaxie du [[Grand Nuage de Magellan]]. Cette découverte, faite au VLT, est le fruit de six années d'observations et de recherches. Il est nommé [[VFTS 243]].
=== Fusion de trous noirs ===
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[[File:Black hole - Messier 87.jpg|thumb|left|upright=1.5|Image du [[trou noir supermassif]] [[M87*]] et de son [[disque d'accrétion]], le {{date-|10 avril 2019}}<ref name=esophoto />.]]
[[File:EHT Sagittarius A*.jpg|thumb|Image du disque d'accrétion de [[Sagittarius A*]] au centre de notre Galaxie<ref name=esophoto>{{lien web |éditeur=[[Observatoire européen austral]] |titre=Les astronomes révèlent la première image du trou noir au cœur de notre galaxie |date=12 mai 2022 |url=https://www.eso.org/public/france/news/eso2208-eht-mw/}}.</ref>.]]
Même si un trou noir est par définition inobservable, il est possible d'observer l'environnement à proximité de son horizon ([[disque d'accrétion]], [[Jet (astrophysique)|jets de matière]]..), permettant ainsi de tester et vérifier la physique des trous noirs<ref>{{Lien web|url=http://www.haystack.mit.edu/ast/uvlbi/mm/eht.html|titre=Event Horizon Telescope|site=
Cependant, la situation est plus favorable pour un [[trou noir supermassif]]. En effet, la taille d’un trou noir est proportionnelle à sa masse. Ainsi, le trou noir au centre de notre Galaxie a une masse probablement comprise entre 3,7 millions<ref>{{Lien web |langue=anglais |auteur=Ghez, A. M.; et al. |titre=Measuring Distance and Properties of the Milky Way's Central Supermassive Black Hole with Stellar Orbits |url=https://arxiv.org/abs/0808.2870 |site=ArXiV |date=Décembre 2008 |consulté le=15 juin 2020}}.</ref> et {{unité|4.15|millions}} de masses solaires<ref name ="GRAVITY">{{Article|langue = anglais|titre = A geometric distance measurement to the Galactic center black hole with 0.3% uncertainty|date = 20 mai 2019|périodique = [[Astronomy and Astrophysics]]|volume = 625|lire en ligne = https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2019/05/aa35656-19/aa35656-19.html|auteur1 = R. Abuter|auteur2 = A. Amorim|auteur3 = M. Bauböck|auteur institutionnel = Collaboration GRAVITY|et al. = oui}}</ref>. Son [[rayon de Schwarzschild]] est d'environ {{unité|12,7|millions}} de kilomètres. La taille angulaire de ce trou noir, situé à environ {{unité|8.5|[[kiloparsec]]s}} de la Terre est de l'ordre de {{unité|40|microsecondes}} d’arc. Cette résolution est inaccessible dans le [[Spectre visible|domaine visible]], mais est assez proche dans les années 2020 des limites atteignables en [[interférométrie]] [[onde radio|radio]]. Cette technique, avec une sensibilité suffisante, est limitée en fréquence au domaine millimétrique. Un gain d'un ordre de grandeur en fréquence permettrait une résolution meilleure que la taille angulaire du trou noir.
Le {{date-|10|avril|2019}}, le projet {{langue|en|texte=''[[Event Horizon Telescope]]''}} publie les premières images de [[M87*]], le [[trou noir supermassif]] se trouvant au cœur de la galaxie [[M87 (galaxie)|M87]]<ref name="AkiyamaAlberdi2019">{{article |langue=en |nom1=Akiyama |prénom1=Kazunori |nom2=Alberdi |prénom2=Antxon |et al.=oui |titre=First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole |journal=The Astrophysical Journal |volume=875 |numéro=1 |année=2019 |pages=L1 |issn=2041-8213 |doi=10.3847/2041-8213/ab0ec7}}.</ref>. Ces restitutions sont obtenues grâce à un [[algorithme]] de reconstitution d'image, baptisé « CHIRP » (''Continuous High-resolution Image Reconstruction using Patch priors''), mis au point par la scientifique américaine [[Katie Bouman]]<ref name=":0">{{lien web |langue=en |url=http://news.mit.edu/2019/mit-haystack-first-image-black-hole-0410 |titre=Working together as a “virtual telescope,” observatories around the world produce first direct images of a black hole |
Le {{date-|12 mai 2022}}, l'équipe de l'[[Observatoire européen austral]] publie la deuxième image de trou noir obtenue dans l'histoire, celle de [[Sagittarius A*]] au centre de notre galaxie, laquelle confirme la masse de 4,3 millions de masses solaires de ce trou noir<ref>{{Lien web |langue=English |titre=We got it! Astronomers reveal first image of the black hole at the heart of our galaxy |url=https://www.nsf.gov/news/news_summ.jsp?cntn_id=305148 |site=
=== Exemples de trous noirs stellaires ===
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Les éléments de preuve en faveur des trous noirs stellaires et supermassifs impliquent que, pour que les trous noirs ne se forment pas, la relativité générale doit échouer comme théorie de la gravitation, peut-être à cause de l'apparition de corrections [[mécanique quantique|quantiques]]. Une caractéristique très attendue d'une théorie de la gravitation quantique serait l'absence de singularités ou d'horizons des évènements (et donc l'absence de trous noirs)<ref>{{article|langue=en|langue périodique=de|nom1=Kiefer|prénom1=C.|titre=Quantum gravity: general introduction and recent developments|journal=Annalen der Physik|volume=15|numéro=1–2|passage=129|année=2006|doi=10.1002/andp.200510175|arxiv=gr-qc/0508120|bibcode = 2006AnP...518..129K}}.</ref>. Ces dernières années, une grande attention a été portée au modèle des {{citation étrangère|lang=en|[[Fuzzball (théorie des cordes)|fuzzballs]]}} (littéralement {{citation|balles (ou pelotes) chevelues}}) développé en [[théorie des cordes]]. Basée sur des calculs dans des situations spécifiques en théorie des cordes, la proposition suggère que de façon générale les états individuels d'une solution trou noir ne doit pas avoir d'horizon des évènements ni de singularité mais que pour un observateur classique/semi-classique la moyenne statistique de ces états apparaît comme un trou noir ordinaire en relativité générale<ref>{{article|langue=en|nom1=Skenderis|prénom1=K.|nom2=Taylor|prénom2=M.|titre=The fuzzball proposal for black holes|journal=Physics Reports|volume=467|numéro=4–5|passage=117|année=2008|doi=10.1016/j.physrep.2008.08.001|arxiv=0804.0552|bibcode=2008PhR...467..117S}}.</ref>.
[[Jean-Pierre Luminet]] lors de sa conférence au [[Centre de physique des particules de Marseille|CPPM]] en {{date-|janvier 2020}}<ref>{{Lien web|langue=fr|nom1=Luminet|prénom1=Jean-Pierre|titre=Voir les trous noirs : de l’ordinateur au télescope|url=https://indico.in2p3.fr/event/20274/|site=indico.in2p3.fr|consulté le=2020-02-27}}.</ref>{{,}}<ref>{{Lien web|langue=fr|nom1=Luminet|prénom1=Jean-Pierre|titre=Voir les trous noirs : de l’ordinateur au télescope|url=https://indico.in2p3.fr/event/20274/attachments/56638/76002/Voir_les_trous_noirs2020.pdf|site=indico.in2p3.fr|format=PDF|consulté le=2020-02-27}}.</ref> a évoqué en introduction une alternative théorique au trou noir à travers le [[Modèle cosmologique bimétrique |modèle Janus]] de [[Jean-Pierre Petit]]. Il précise<ref group="alpha">Sans toutefois préciser à quelle version du modèle il fait allusion ; l'avant-dernière version étant incohérente, d'après le physicien [[Thibault Damour]]. Voir [[Modèle cosmologique bimétrique]].</ref> qu’au niveau observationnel un tel objet « ressemble vraiment à un trou noir »<ref>{{YouTube|id= zkLUKECC0VE?t=1|langue= fr|chaîne= LAFONT Xavier}}</ref>.
De nombreuses autres explications ont également été proposées, telles que par exemple :
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