Voir la source de Trou noir

{{Confusion|trou blanc|trou de ver|matière noire}}
{{Voir homonymes|Trou noir (homonymie)}} 
[[Fichier:Black hole - Messier 87 crop max res.jpg|alt=|vignette|Le [[disque d'accrétion]] du trou noir [[M87*]] imagé par l'{{langue|en|texte=''[[Event Horizon Telescope]]''}}. Le trou noir lui-même est invisible, au centre de la zone noire centrale.]]

En [[astrophysique]], un '''trou noir''' est un [[objet céleste]] si [[Compacité (astronomie)|compact]] que l'intensité de son [[champ gravitationnel]] empêche toute forme de [[matière]] ou de [[rayonnement]] de s'en échapper.

De tels objets ne peuvent ni émettre, ni diffuser la [[lumière]] et sont donc [[noir]]s, ce qui en astronomie revient à dire qu'ils sont optiquement invisibles. Toutefois, plusieurs [[Observation et détection des trous noirs|techniques d’observation]] indirecte dans différentes [[longueur d'onde|longueurs d'onde]] ont été mises au point et permettent d’étudier de nombreux phénomènes qu’ils induisent. En particulier, la [[matière]] happée par un trou noir est chauffée à des [[température]]s très élevées dans le [[disque d'accrétion]] et émet une quantité importante de {{nobr|[[rayon X|rayons X]]}}, avant d’être « absorbée ».

Envisagée dès le {{s-|XVIII}}, dans le cadre de la [[Mécanique newtonienne|mécanique classique]], leur existence {{incise|prédite par la [[relativité générale]]}} est une certitude pour la quasi-totalité des [[Astrophysique|astrophysiciens]] et des [[physique théorique|physiciens théoriciens]]. Un trou noir n'étant détectable que par les effets de son [[champ gravitationnel]], une observation quasi directe de trous noirs a pu être établie en {{date|février 2016}} par le biais de la première observation directe des ondes gravitationnelles, [[GW150914]]. Le {{date|10|avril|2019}}, les premières images d'un trou noir sont publiées, celle de [[M87*]], [[trou noir supermassif]] situé au cœur de la galaxie [[M87 (galaxie)|M87]]. Elles sont suivies, le {{date|12|mai|2022}}, d'images provenant de [[Sagittarius A*]], au centre de la [[Voie lactée]]. Ces différentes observations apportent ainsi une confirmation supplémentaire de leur existence.

Dans le cadre et, donc, les limites de la relativité générale, un trou noir est une [[singularité gravitationnelle]] entourée d'une zone d'espace dont rien ne peut s'échapper, limitée par une surface appelée [[Horizon (trou noir)|horizon]]. La [[physique quantique]], appliquée aux couples de [[particule virtuelle|particules virtuelles]] apparaissant à proximité de l'horizon, prédit que les trous noirs s'« [[Évaporation des trous noirs|évaporent]] » lentement, par émission d'un rayonnement de [[corps noir]] appelé [[Évaporation des trous noirs|rayonnement de Hawking]].

[[Image:BH LMC.png|vignette|Image simulée d’un [[trou noir stellaire]] qu'un observateur situé à une dizaine de kilomètres (neuf fois le rayon du trou noir) verrait et dont l’image se dessine en direction du [[Grand Nuage de Magellan]]<ref group=alpha>L’image du [[Grand Nuage de Magellan]] apparaît dédoublée en deux arcs de cercle par un fort effet de [[lentille gravitationnelle]].<br/>La [[Voie lactée]], qui apparaît en haut de l’image, est également fortement distordue, au point que certaines constellations sont méconnaissables. La forme caractéristique de la [[Croix du Sud]], par exemple, près de l’étoile orange lumineuse [[Gamma Crucis|Gacrux]], en haut à gauche, a disparu.<br />Une étoile relativement peu lumineuse, {{nobr|HD 49359}} ([[magnitude apparente]] de 7,5), est située presque exactement derrière le trou noir et apparaît également dédoublée, avec une luminosité apparente amplifiée d’un facteur d’environ {{formatnum:4500}} (magnitude apparente de -1,7). Les images doubles de l'étoile et du Grand Nuage apparaissent sur un cercle, l'[[anneau d'Einstein]], entourant le trou noir</ref>.]]

== Présentation et terminologie ==
[[Fichier:Black Hole Milkyway.jpg|vignette|Un trou noir (simulation) de dix [[Masse solaire|masses solaires]] depuis un point de vue situé à une distance de 600 km. En arrière plan la [[Voie lactée|Voie Lactée]]]]
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.

Il est par définition impossible d’observer directement un trou noir. Il est cependant possible de déduire sa présence de son action gravitationnelle : soit par les effets sur les trajectoires des étoiles proches ; soit au sein des [[microquasar]]s et des [[Galaxie active|noyaux actifs de galaxies]], où de la matière, située à proximité, tombant sur le trou noir va se trouver considérablement chauffée et émettre un fort [[rayon X|{{nobr|rayonnement X}}]]. Les observations permettent ainsi de déceler l’existence d’objets massifs et de très petite taille. Les seuls objets correspondant à ces observations et entrant dans le cadre de la [[relativité générale]] sont les trous noirs.

=== 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|site=wbur.org|consulté le=12 avril 2019}}.</ref>{{,}}<ref name="50 years later"/>. Auparavant, on utilisait les termes de « corps de Schwarzschild » ou d’« astre occlus ». Il a rencontré des réticences dans certaines communautés linguistiques, notamment francophones et russophones, qui le jugeaient quelque peu inconvenant<ref name=Thorne1997>{{Ouvrage |langue=fr |langue originale=en |prénom1=Kip S. |nom1=Thorne |lien auteur1=Kip Thorne |préface=[[Stephen Hawking]] |champ libre=introduction de [[Frederick Seitz]] |titre=[[Trous noirs et distorsions du temps : l'héritage sulfureux d'Einstein]] |lieu=New York et Londres |éditeur=[[Groupe Flammarion|Flammarion]] |année=1997 |pages totales=652 |passage=272 ; 291 ; 293 |isbn=2-08-081463-X}}</ref>.

== 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, [[Coordonnées de Kruskal-Szekeres|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 ==
Un trou noir est un objet astrophysique qui se caractérise par le fait qu’il est très difficile à observer directement, et que sa région centrale ne peut être décrite de façon satisfaisante par les théories physiques en leur état du début du {{XXIe siècle}}, car elle abrite une [[singularité gravitationnelle]]. Cette dernière ne peut être décrite que dans le cadre d’une théorie de la [[gravité quantique]], manquante à ce jour<ref name="QG" group=alpha>La relativité générale est une théorie [[Théorie de la relativité|relativiste]] de la [[gravitation]] mais qui ne peut prendre en compte les effets de [[mécanique quantique]]. Or une singularité gravitationnelle est une région dans laquelle ces effets quantiques jouent un rôle prépondérant.</ref>. En revanche, on sait parfaitement décrire les conditions physiques qui règnent dans son voisinage immédiat, de même que son influence sur son environnement, ce qui permet de les détecter par diverses méthodes indirectes.

Par ailleurs, les trous noirs sont étonnants en ce qu’ils sont décrits par un très petit nombre de paramètres. En effet, leur description, dans l’univers dans lequel nous vivons, ne dépend que de trois paramètres : la [[masse]], la [[charge électrique]] et le [[moment cinétique]]. Tous les autres paramètres du trou noir (par exemple ses effets sur les corps environnants et leur étendue) sont fixés par ceux-ci. Par comparaison, la description d’une planète fait intervenir des centaines de paramètres (composition chimique, différenciation de ses éléments, [[convection]], atmosphère{{etc.}}). La raison pour laquelle un trou noir n’est décrit que par ces trois paramètres est connue depuis [[1967 en science|1967]] : c’est le [[théorème de calvitie]] démontré par [[Werner Israel]]. Celui-ci explique que les seules [[Interaction élémentaire|interactions fondamentales]] à longue portée étant la [[gravitation]] et l’[[électromagnétisme]], les seules propriétés mesurables des trous noirs sont données par les paramètres décrivant ces interactions, à savoir la masse, le moment cinétique et la charge électrique.

Pour un trou noir, la [[masse]] et la [[charge électrique]] sont des propriétés habituelles que décrit la [[physique classique]] (c’est-à-dire non-relativiste) : le trou noir possède un [[champ gravitationnel]] proportionnel à sa masse et un [[champ électrique]] proportionnel à sa charge. L’influence du [[moment cinétique]] est en revanche spécifique à la [[relativité générale]]. Celle-ci énonce en effet qu’un corps en rotation va avoir tendance à « entraîner » l’[[espace-temps]] dans son voisinage (plus exactement, la géométrie de ce dernier décrit une convergence gravitationnelle dans le sens de rotation du corps massif). Ce phénomène, difficilement observable dans le [[système solaire]] en raison de son extrême faiblesse pour des astres non compacts, est connu sous le nom d’[[effet Lense-Thirring]] (aussi appelé ''{{langue|en|frame dragging}}'', en anglais)<ref group=alpha>Le [[satellite artificiel|satellite]] {{lang|en|[[Gravity Probe B]]}}, lancé en [[2004 en science|2004]], a mis en évidence cet effet en 2011.</ref>. Il prend une amplitude considérable au voisinage d’un trou noir en rotation, au point qu’un observateur situé dans son voisinage immédiat serait inévitablement entraîné dans le sens de rotation du trou noir. La région où ceci se produit est appelée [[ergorégion]].

=== Quatre types théoriques ===
Un trou noir possède toujours une masse non nulle. En revanche, ses deux autres caractéristiques, à savoir le [[moment cinétique]] (hérité de celui, initial, de la matière l'ayant formé, et détectable seulement par l'effet produit sur la matière environnante) et la [[charge électrique]], peuvent en principe prendre des valeurs nulles (c’est-à-dire égales à [[zéro]]) ou non nulles. La combinaison de ces états permet de définir quatre types de trous noirs :
* quand la charge électrique et le moment cinétique sont nuls, on parle de [[trou noir de Schwarzschild]], du nom de [[Karl Schwarzschild]] qui, le premier, a mis en évidence ces objets comme solutions des équations de la relativité générale (les [[Équation d'Einstein|équations d’Einstein]]), en [[1916 en science|1916]] ;
* quand la charge électrique est non nulle et le moment cinétique nul, on parle de [[trou noir de Reissner-Nordström]]. Ces trous noirs ne présentent pas d’intérêt astrophysique notable, car aucun processus connu ne permet de fabriquer un [[objet compact]] conservant durablement une charge électrique significative ; celle-ci se dissipe normalement rapidement par absorption de charges électriques opposées prises à son environnement<ref>Voir par exemple le livre de [[Robert Wald|Robert M. Wald]] cité en bibliographie.</ref>. Un trou noir de Reissner-Nordström est donc un objet théorique très improbable dans la nature ;
* si le trou noir possède un [[moment cinétique]], mais n’a pas de charge électrique, on parle de [[trou noir de Kerr]], du nom du [[mathématicien]] [[Nouvelle-Zélande|néo-zélandais]] [[Roy Kerr]] qui a trouvé la formule décrivant ces objets en [[1963 en science|1963]]. Contrairement aux trous noirs de Reissner-Nordström et de Schwarzschild, les trous noirs de Kerr présentent un intérêt astrophysique considérable, car les modèles de formation et d’évolution des trous noirs indiquent que ceux-ci ont tendance à absorber la matière environnante par l’intermédiaire d’un [[Disque d'accrétion|disque d’accrétion]] dans lequel la matière tombe en spiralant toujours dans le même sens dans le trou noir. Ainsi, la matière communique du [[moment cinétique]] au trou noir qui l’engloutit. Les trous noirs de Kerr sont donc les seuls que l’on s’attend réellement à rencontrer en [[astronomie]]. Cependant, il reste possible qu'il existe des trous noirs à moment cinétique très faible, s’apparentant en pratique à des trous noirs de Schwarzschild ;
* la version électriquement chargée du trou noir de Kerr, dotée comme lui d’une rotation, est connue sous le nom de [[trou noir de Kerr-Newman]] et ne présente comme le trou noir de Reissner-Nordström ou celui de Schwarzschild que peu d’intérêt astrophysique étant donné sa très faible probabilité.

{| class="wikitable" style="text-align: center; background-color:background-color:var(--background-color-transparent, transparent); float:center; margin-left: 1em; border: none"
|+ Les quatre types théoriques de trous noirs en fonction du [[moment cinétique]] (''J'') et de la [[charge électrique]] (''Q''). La [[masse]] (''M'') est toujours strictement positive.
|-
| style="border: none;" |&nbsp;
! colspan="2" | ''M'' > 0
|-
| style="border: none; width: 10em" |&nbsp;
! style="width: 10em" | ''J'' = 0
! style="width: 10em" | ''J'' ≠ 0
|-
! ''Q'' = 0
| [[Trou noir de Schwarzschild|Schwarzschild]]           || [[Trou noir de Kerr|Kerr]]
|-
! ''Q'' ≠ 0 
| [[Trou noir de Reissner-Nordström|Reissner-Nordström]] || [[Trou noir de Kerr-Newman|Kerr-Newman]]
|}

D’un point de vue théorique, il peut exister d’autres types de trous noirs avec des propriétés différentes. Par exemple, il existe un analogue du trou noir de Reissner-Nordström, mais en remplaçant la [[charge électrique]] par une charge magnétique, c’est-à-dire créée par des [[monopôle magnétique|monopôles magnétiques]], dont l’existence reste extrêmement hypothétique à ce jour. On peut de même généraliser le concept de trou noir à des espaces comprenant plus de [[trois dimensions]]. Ceci permet d’exhiber des types de trous noirs ayant des propriétés parfois différentes de celles des trous noirs présentés ci-dessus<ref group=alpha>Par exemple, l’[[entropie des trous noirs]] n’a à l’heure actuelle d’interprétation microscopique que pour certains types de trous noirs dans des [[espace-temps|espaces-temps]] à cinq dimensions.</ref>.

=== Le trou et le noir ===
L’existence des trous noirs est envisagée dès le {{XVIIIe siècle}} indépendamment par [[John Michell]]<ref>{{en}} [[John Michell]], dans une lettre à [[Henry Cavendish]], ''{{lang|en|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.}}'', ''{{lang|en|[[Philosophical Transactions of the Royal Society|Philosophical Transactions of the Royal Society of London]]}}'', '''74''', 35-57 (1784) {{Lien brisé|url=http://www.journals.royalsoc.ac.uk/link.asp?id=g833134462w3213p |titre=Voir en ligne}}. Voir aussi [[Historique des trous noirs]].</ref> et [[Pierre-Simon de Laplace]]. Il s’agissait alors d’objets prédits comme suffisamment [[densité|denses]] pour que leur [[vitesse de libération]] soit 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 d'Einstein|décalage vers le rouge]] infini. Ce décalage vers le [[rouge]] est d’origine gravitationnelle : la lumière perd la totalité de son énergie en essayant de sortir du [[puits de potentiel]] d’un trou noir. Ce décalage vers le rouge est donc d’une nature quelque peu différente de celui dû à l’[[Expansion de l'Univers|expansion de l’Univers]], que l’on observe pour les [[galaxie]]s lointaines et qui résulte d’une expansion d’un espace ne présentant pas de puits de potentiels très profonds. De cette caractéristique provient l’adjectif « noir », puisqu’un trou noir ne peut émettre de lumière. Ce qui est valable pour la lumière l’est aussi pour la matière : aucune particule ne peut s’échapper d’un trou noir une fois capturée par celui-ci, d’où le terme de « trou ».

=== Horizon des évènements ===
{{Article détaillé|Horizon (trou noir){{!}}Horizon d’un trou noir}}

La zone [[sphère|sphérique]] qui délimite la région d’où [[lumière]] et [[matière]] ne peuvent s’échapper est appelée « [[horizon des évènements]] ». On parle parfois de « surface » du trou noir, quoique le terme soit quelque peu impropre car il ne s’agit pas d’une surface solide ou gazeuse comme celle d’une [[planète]] ou d’une [[étoile]]. Il ne s’agit pas d’une région qui présente des caractéristiques particulières : un [[observateur (physique)|observateur]] qui franchirait l’horizon ne ressentirait rien de spécial (sinon d'éventuels violents [[effets de marée]]). En revanche, il se rendrait compte qu’il ne pourrait plus s’échapper de cette région s’il essayait de faire demi-tour. C’est une sorte de [[point de non-retour|surface de non-retour]].

Un hypothétique observateur situé au voisinage de l’horizon remarquera que le temps s’écoule différemment pour lui et pour un observateur situé loin du trou noir. Si ce dernier lui envoie des signaux lumineux à intervalles réguliers (par exemple une seconde), alors l’observateur proche du trou noir recevra des signaux plus énergétiques (la [[fréquence]] des signaux lumineux sera plus élevée, conséquence du [[décalage vers le bleu]] subi par la lumière qui tombe vers le trou noir) et les intervalles de temps séparant deux signaux consécutifs seront plus rapprochés (moins d’une seconde). Cet observateur aura donc l’impression que le temps s’écoule plus vite pour son confrère resté loin du trou noir que pour lui. À l’inverse, l’observateur resté loin du trou noir verra son collègue évoluer de plus en plus lentement, le temps chez celui-ci donnant l’impression de s’écouler plus lentement.

Si un observateur distant voit un objet tomber dans un trou noir, les deux phénomènes de [[dilatation du temps]] et de [[décalage vers le rouge]] se combinent. Les éventuels signaux émis par l’objet sont de plus en plus rouges, de moins en moins lumineux (la lumière émise perd de plus en plus d’énergie avant d’arriver à l’observateur lointain) et de plus en plus espacés. En pratique, le nombre de [[photon]]s par unité de temps reçus par l’observateur distant décroît, jusqu’à devenir nul quand l'objet est sur l'horizon : à ce moment-là, l’objet en train de chuter dans le trou noir est devenu invisible.

Pour un observateur extérieur s’approchant de l'horizon, ce sont les [[Force de marée|effets de marée]] qui deviennent importants. Ces effets, qui déterminent les déformations d’un objet (le corps d’un astronaute, par exemple) du fait des hétérogénéités du [[champ gravitationnel]], sont inéluctablement ressentis par un observateur s’approchant près d’un trou noir ou d’une singularité. La région où ces effets de marée deviennent importants est entièrement située dans l’horizon, pour les trous noirs supermassifs, mais empiète notablement hors de l’horizon pour des trous noirs stellaires<ref group=alpha>Voir [[Force de marée#Cas des trous noirs]].</ref>. Ainsi, un observateur s’approchant d’un trou noir stellaire serait déchiqueté avant de passer l’horizon, alors que le même observateur qui s’approcherait d’un trou noir supermassif passerait l’horizon sans encombre. Il serait tout de même inéluctablement détruit par les effets de marée en s’approchant de la singularité.

Même si aucune information ni influence causale ne peut traverser l'horizon vers l'extérieur, le trou noir est tout de même formellement considéré comme étant à l'origine du champ gravitationnel qui s'exerce sur l'extérieur. Toutefois, ce n'est pas la singularité dotée de sa masse qui est à l'origine de ce champ gravitationnel, mais c'est l'étoile juste avant son effondrement en trou noir, car les effets de l'effondrement sur le champ gravitationnel de l'étoile prennent de plus en plus de temps à se communiquer au reste de l'univers, étant donné la dilatation temporelle extrême (et même devenant infinie) quand le rayon de l'étoile diminue et approche celui de l'horizon<ref>{{Lien web |langue=en |url=http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/BlackHoles/black_gravity.html |titre=How does the gravity get out of a black hole? |auteur=Matt McIrvin |date=1995 |site=Usenet Physic FAQ}}.</ref>. Le [[Théorème de Birkhoff (relativité)|théorème de Birkhoff]] rend indiscernable le champ gravitationnel généré par une région ponctuelle de celui généré par une distribution sphérique de masses. Il en est de même du [[moment d'inertie]] de l'étoile en effondrement, qui est attribué ''au trou noir en rotation'', et [[Effet Lense-Thirring|ses effets]] sur le champ gravitationnel<ref>{{Landau|tome 2}} §104 ''Collapse gravitationnel des corps non sphériques et des corps tournants''</ref>.

=== Ergosphère ===
{{Article détaillé|Ergosphère}}
L'ergosphère - qui n'est pas une sphère - est une région au voisinage d'un trou noir en rotation dans laquelle il est impossible à un objet de se soustraire à l'effet d'entraînement de cette rotation.

=== Dernière orbite circulaire stable (ISCO pour ''innermost stable circular orbit'') ===
{{Redirect|Dernière orbite circulaire stable|homonymie=Orbite circulaire}}

La dernière orbite circulaire stable, généralement abrégée en ISCO (pour l'anglais ''{{lang|en|Innermost stable circular orbit}}''), est l'[[orbite circulaire]] la plus proche d'un trou noir en deçà de laquelle la matière finit inéluctablement par tomber dans le trou noir.

Pour un trou noir de Schwarzschild, le rayon de l'ISCO vaut trois fois le rayon de Schwarzschild de ce trou noir :
:<math>R_\mathrm{ISCO}=\frac{6GM}{c^2}=3R_\mathrm{S}=6 R_\mathrm{G}</math>.

Pour un trou noir de Kerr, il varie en fonction du moment angulaire du trou noir considéré et n'est plus que de {{nombre|1.6|fois}} le rayon de Schwarzschild pour un trou noir ayant une rotation maximale<ref>{{ouvrage|langue=fr |prénom1=Suzy |nom1=Collin-Zahn |titre=Des quasars aux trous noirs |lieu=Les Ulis |éditeur=[[EDP Sciences]] |collection=Sciences & histoire |année=2009 |pages totales={{XXIV}}-455 <!-- est-ce là réellement le nombre total de pages ? --> |isbn=978-2-7598-0377-4 |bnf=414074541 |oclc=747820478 |consulté le=9 août 2014}}, {{p.|272}} ([https://books.google.fr/books?id=31la11skAGQC&pg=PA272#v=onepage&q&f=false lire en ligne]) et {{p.|425}} ([https://books.google.fr/books?id=31la11skAGQC&pg=PA425#v=onepage&q&f=false lire en ligne]).</ref>.

=== Sphère photonique ===
{{Article détaillé|Sphère de photons}}
Une sphère de photons ou sphère photonique est, en [[astrophysique]], une surface définie comme l'ensemble des points d'où un [[photon]], [[particule élémentaire]] associée aux [[onde électromagnétique|ondes électromagnétiques]], peut être émis et suivre une [[orbite]] fermée et périodique.
C'est un cas extrême de déviation gravitationnelle, prédit par la [[relativité générale]].

=== Singularité ===
==== Présence d'une singularité selon la relativité générale ====

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|site=Cambridge Relativity and Cosmology|nom=Hamade|prénom=R.|date=1996|éditeur=University of Cambridge|consulté le=2018-12-21|deadurl=no}}.</ref>{{,}}<ref>{{Lien web |langue=fr-FR |titre=Qu'est-ce qu'une singularité gravitationnelle ? |url=https://trustmyscience.com/qu-est-ce-qu-une-singularite-gravitationnelle/ |site=Trust My Science |date=2018-04-18 |consulté le=2021-02-14}}.</ref>. Par conséquent, seule une théorie de la gravitation incorporant tous les effets quantiques (on parle alors de [[gravité quantique|gravitation quantique]]) est en mesure de décrire correctement les singularités gravitationnelles.

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 ==
La possibilité de l’existence des trous noirs n’est pas une conséquence exclusive de la [[relativité générale]] : la quasi-totalité des autres théories de la [[gravitation]] physiquement réalistes prédisent également leur existence. Toutefois, la relativité générale, contrairement à la plupart de ces autres théories, a 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 d’environ [[Rayon de Schwarzschild#Expression|trois kilomètres de rayon]] (soit à peu près quatre millionièmes de sa taille), il deviendrait un trou noir. Si la Terre était compressée dans un volume de quelques millimètres cubes, elle deviendrait également un trou noir.

En [[astrophysique]], un trou noir peut être considéré comme le stade ultime d’un [[effondrement gravitationnel]]. Les deux stades de la matière qui, en termes de [[compacité (astronomie)|compacité]], précèdent l’état de trou noir, sont ceux atteints par exemple par les [[naine blanche|naines blanches]] et les [[Étoile à neutrons|étoiles à neutrons]]. Dans le premier cas, c’est la [[Matière dégénérée|pression de dégénérescence]] des [[électron]]s qui maintient la [[naine blanche]] dans un état d’équilibre face à la gravitation ; dans le second, c'est l’[[interaction forte]] qui maintient l’équilibre<ref group=alpha>Cependant, si l’interaction forte était moins intense, alors la pression de dégénérescence des nucléons pourrait éventuellement assurer l’équilibre de l’étoile.</ref>. Un trou noir ne peut se former à la suite de l’effondrement d’une naine blanche : celle-ci, en s’effondrant, est le siège de réactions nucléaires qui forment des [[noyau atomique|noyaux]] plus lourds que ceux qui la composent<ref group=alpha>Une naine blanche est principalement composée d’[[hélium]], de [[carbone]] et d’[[oxygène]], qui peuvent [[Nucléosynthèse stellaire|fusionner en des éléments plus lourds]].</ref>. Ce faisant, le dégagement d’énergie qui en résulte est suffisant pour disloquer complètement la naine blanche, qui explose en [[supernova thermonucléaire]] (dite de {{nobr|type {{I}}a}}).

Un trou noir se forme lorsque la [[force (physique)|force]] de gravitation est suffisamment grande pour dépasser l’effet de la pression (de dégénérescence), ce qui se produit quand le rapport masse/rayon de l’astre progéniteur dépasse une certaine valeur critique. Dans ce cas, plus aucune force connue ne permet de maintenir l’équilibre et l’objet en question s’effondre complètement. En pratique, plusieurs cas de figures sont possibles : soit une [[étoile à neutrons]] accrète de la matière issue d’une autre étoile, jusqu’à atteindre une [[masse critique]], soit elle [[Collision stellaire#Étoiles à neutrons|fusionne]] avec une autre étoile à neutrons (phénomène a priori beaucoup plus rare), soit le cœur d’une étoile massive s’effondre directement en trou noir<ref group=alpha>Selon la masse de l’étoile progénitrice, son cœur s’effondre en étoile à neutrons (masse de l’étoile plus faible) ou en trou noir (masse plus élevée).</ref>, dans le cas d'une [[supernova à effondrement de cœur]] ou d'un ''{{lang|en|[[collapsar]]}}''.

L’hypothèse de l’existence d’un état plus compact que celui d’étoiles à neutrons a été proposée dans les {{nobr|années 1980}}. Il se trouverait dans les étoiles à [[quark]]s, aussi appelées [[Étoile étrange|étoiles étranges]], du nom des [[Quark étrange|quarks étranges]] entrant dans leur composition<ref>{{Article |langue=en |auteur1=[[Charles Alcock]] |auteur2=[[Edward Fahri]] |auteur3=[[Angela Olinto]] |titre=Strange stars |périodique=[[The Astrophysical Journal]] |numéro=310 |pages=261-272 |date=1986}} {{ads|1986ApJ...310..261A}}.</ref>. Des indications d’une possible détection indirecte de tels astres ont été obtenues depuis les {{nobr|[[années 1990]]}}, sans qu'elles aient permis de trancher la question<ref>{{Article |langue=en |auteur1=Jeremy J. Drake |et al.=oui |titre=Is RX J185635-375 a Quark Star? |périodique=[[The Astrophysical Journal]] |numéro=572 |pages=996-1001 |date=2002 |arxiv=astro-ph/0204159}}.</ref>. Au-delà d’une certaine masse, ce type d’astre finirait lui aussi par s’effondrer en trou noir, seule la valeur de la masse limite se trouvant modifiée.

En 2006, on distingue quatre grandes classes de trous noirs en fonction de leur masse : les trous noirs stellaires, supermassifs, intermédiaires et primordiaux (ou [[Micro-trou noir|micro-trous noirs]]). L’existence, voire l’abondance, de chaque type de trou noir est directement liée aux conditions et à la probabilité de leur formation.

=== Trous noirs stellaires ===
{{Article détaillé|Trou noir stellaire}}
[[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|[[kilomètre]]s}}<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>.

L’effondrement vers un trou noir est susceptible d’émettre des [[onde gravitationnelle|ondes gravitationnelles]], qui sont détectées avec des instruments tels que l'[[Virgo (interféromètre)|interféromètre Virgo]] et les deux interféromètres de [[Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory|LIGO]]. Dans les {{nobr|années 2020}}, les trous noirs stellaires sont observés dans les [[binaire X|{{nobr|binaires X}}]] et les [[microquasar]]s et sont parfois responsables de l’apparition de [[Jet (astrophysique)|jets]] tels que ceux observés dans certains [[noyau actif de galaxie|noyaux actifs de galaxies]].

=== Trous noirs supermassifs ===
{{Article détaillé|Trou noir supermassif}}
[[Fichier:M87 jet.jpg|vignette|Le jet émis depuis le centre de la galaxie [[M87 (galaxie)|M87]] est probablement dû à la présence de [[M87*]], [[trou noir supermassif]] dont la masse est estimée à {{unité|6.8|milliards}} de [[Masse solaire|masses solaires]]<ref name=temps>{{Article|langue=fr|titre=La toute première image d’un trou noir |périodique=Le Temps|date=2019-04-10|issn=1423-3967|lire en ligne=https://www.letemps.ch/sciences/toute-premiere-image-dun-trou-noir|consulté le=2019-04-10}}.</ref>{{,}}<ref name="AkiyamaAlberdi2019" />. Seul un côté du jet est visible, celui dirigé vers nous, qui apparaît bien plus brillant que le contre-jet, car sa luminosité est considérablement augmentée par l’effet de [[décalage vers le bleu]], alors que le contre-jet subit un [[décalage vers le rouge]].]]

Les trous noirs supermassifs ont une masse comprise entre quelques millions et quelques milliards de masses solaires. Ils se trouvent au centre des [[galaxie]]s et leur présence provoque parfois l’apparition de [[jet (astrophysique)|jets]] et du [[rayon X|{{nobr|rayonnement X}}]]. Les noyaux de galaxies, qui sont ainsi plus lumineux qu’une simple superposition d’étoiles, sont alors appelés [[Galaxie active|noyaux actifs de galaxies]].

Notre galaxie, la [[Voie lactée]], contient un tel trou noir ([[Sagittarius A*]]), ainsi qu’il a été démontré par l’observation des mouvements extrêmement rapides des étoiles qui en sont proches<ref>{{en}} {{Lien brisé|url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2002/pr-17-02.html#phot-23c-02 |titre=''{{lang|en|Star Orbiting Massive Milky Way Centre Approaches to within {{nombre|17|Light-Hours}}}}''}} (communiqué de presse [[Observatoire européen austral|ESO]], {{date|16|octobre|2002|en science}}).</ref>. En particulier, l'[[S2 (étoile)|étoile S2]] a pu être observée lors d’une révolution complète autour d’un objet sombre non détecté en moins de onze ans. L’orbite elliptique de cette étoile l’a amenée à moins de vingt [[unité astronomique|unités astronomiques]] de cet objet (soit une distance de l’ordre de celle [[Uranus (planète)|Uranus]]-Soleil) et la vitesse à laquelle l’orbite est parcourue permet d’assigner une masse d’environ {{nombre|2.3|millions}} de masses solaires pour l’objet sombre autour duquel elle gravite. Aucun modèle autre que celui d’un trou noir ne permet de rendre compte d’une telle concentration de matière dans un volume aussi restreint<ref>Voir le site ''{{Lien brisé|url=http://www.mpe.mpg.de/www-ir/GC/ |titre={{lang|en|Galactic Center Research at MPE}}}}'' du {{lang|de|Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik}} et en particulier [http://www.mpe.mpg.de/www-ir/GC/intro.html l’animation] montrant la trajectoire de l’étoile S2.</ref>{{,}}<ref>{{article |langue=en |auteur1=[[R. Schödel]] |et al.=oui |titre=Closest Star Seen Orbiting the Supermassive Black Hole at the Centre of the Milky Way |périodique=[[Nature (revue)|Nature]] |volume=419 |numéro=694 |date=17 octobre 2002 |arxiv=astro-ph/0210426}}.</ref>.

Le [[Chandra (télescope spatial)|télescope Chandra]] a également permis d’observer au centre de la galaxie {{lnobr|NGC 6240}} deux trous noirs supermassifs en orbite l’un autour de l’autre. La formation de tels géants est débattue en 2005, mais certains scientifiques pensent qu’ils se sont formés très rapidement au début de l'Univers<ref>{{article |langue=en |auteur1=M. Volonteri |auteur2=M. J. Rees |titre=Rapid Growth of High-Redshift Black Holes |périodique=[[The Astrophysical Journal]] |volume=633 |numéro=624 |date=2005 |arxiv=astro-ph/0506040}}.</ref>{{,}}<ref group=alpha>{{en}} Voir aussi l’[http://www.universetoday.com/am/publish/early_black_holes_grew_quickly.html article] sur le site de [http://www.universetoday.com ''{{lang|en|Universe Today}}''].</ref>.

La [[masse]] d’un trou noir galactique correspond en général à environ un millième de la masse de la [[matière]] présente dans son [[bulbe galactique]]<ref>{{Lien web |langue=fr-FR |nom1=Futura Sciences |titre=Les trous noirs géants se seraient formés avant leurs galaxies hôtes |url=https://www.futura-sciences.com/sciences/actualites/astronomie-trous-noirs-geants-seraient-formes-avant-leurs-galaxies-hotes-17861/ |date=07/01/2009 |consulté le=2019-04-22}}.</ref>.

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>.

En 2024, une équipe du [[California Institute of Technology|Caltech]] met en évidence une structure issue d'un trou noir supermassif dont les jets sont de la taille record de {{Unité|23|millions d'années-lumière}}. L'énergie pour les produire correspond à l'ingestion par le trou noir de l'équivalent de {{Unité|850|millions}} d'étoiles équivalentes au soleil<ref>{{Lien web |auteur=Fabrice Nicot |titre=Découvrez Porphyrion, une structure plus grande que des centaines de Voie lactée |url=https://www.sciencesetavenir.fr/espace/univers/decouvrez-porphyrion-une-structure-plus-grande-que-des-centaines-de-voie-lactee_181308 |site=sciencesetavenir.fr |date=4/10/2024 |consulté le=26/10/2024}}</ref>.

=== Trous noirs intermédiaires ===
{{Article détaillé|Trou noir intermédiaire}}

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>.

=== Trous noirs primordiaux ===
{{Article détaillé|Trou noir primordial|Micro-trou noir}}

Les trous noirs primordiaux, aussi appelés micro-trous noirs ou trous noirs quantiques, auraient une masse aussi faible que {{unité|2 e−8|kg}}. Ils se seraient formés durant le [[Big Bang]] (d’où le qualificatif de « primordial »), à la suite de l’effondrement gravitationnel de petites sur-densités dans l’[[univers primordial]]. Dans les années 1970, les physiciens [[Stephen Hawking]] et [[Bernard Carr]] étudient un mécanisme de formation des trous noirs dans l’univers primordial. Ils ont avancé l’idée d’une profusion de mini-trous noirs, minuscules par rapport à ceux envisagés par la formation stellaire. La densité et la répartition en masse de ces trous noirs ne sont pas connues et dépendent essentiellement de la façon dont se produit une phase d’expansion rapide dans l’univers primordial, l’[[inflation cosmique]]. Ces trous noirs émettent, s’ils existent, un [[rayon gamma|rayonnement gamma]] qui pourrait éventuellement être détecté par des satellites comme [[International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory|INTEGRAL]]. La non-détection de ce rayonnement permet de mettre des limites supérieures sur l’abondance et la répartition en masse de ces trous noirs.

Une hypothèse émise mi-2019 envisage que l'hypothétique [[Planète Neuf#Modèle_de_Scholtz_et_Unwin_:_un_trou_noir_primordial_?|{{9e|planète}} du système solaire]] pourrait être un tel trou noir<ref>{{Lien web|langue=en |auteur1=Jakub Scholtz|titre=What if Planet 9 is a Primordial Black Hole?|url=https://arxiv.org/abs/1909.11090 |site=[[arXiv]] |date=24 septembre 2019 |consulté le=07/10/2019}}.</ref>.

Selon certains modèles de physique des hautes énergies, il serait possible de créer des micro-trous noirs en laboratoire<ref>{{en}} [http://www.sciam.com/article.cfm?chanID=sa006&articleID=000CCC72-2AED-1264-980683414B7F0000 « ''{{lang|en|Quantum Black Holes}}'' »], ''[[Scientific American]]'', mai 2005.</ref>, dans des [[accélérateur de particules|accélérateurs de particules]] comme le [[Grand collisionneur de hadrons|LHC]].

=== 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|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 ===
{{Article détaillé|Trou noir binaire}}
Un [[trou noir binaire]] est un [[Système binaire (astronomie)|système binaire]] composé de deux trous noirs en [[orbite]] l'un autour de l'autre. Ils sont l'une des plus grandes sources d'[[Onde gravitationnelle|ondes gravitationnelles]] de l'[[univers observable]].
Ce système binaire serait instable en raison d'une perte de [[moment cinétique]] de plus en plus grande au fur et à mesure que le temps passe. Conséquemment, les trous noirs se rapprochent l'un de l'autre jusqu'à ce qu'ils fusionnent.

Cette fusion de trous noirs, prédite, a été confirmée par une observation du [[James Webb (télescope spatial)|télescope spatial James Webb]]. Il s'agit d'un objet, connu sous le nom de ZS7, en fait de deux galaxies en fusion, ainsi que leur trou noir central. Une équipe internationale estime que l'événement remonte à seulement 740 millions d'années après le [[Big Bang]]. Pourtant, un des trous noirs est un [[trou noir supermassif]] d'une masse de plus de 50 millions de masses solaires. Le télescope a observé un gaz très dense avec des mouvements rapides et un gaz chaud et hautement ionisé, ceux qui sont typiques de fusion de trou noir et qui écartent la possibilité d'autres objets, telle une [[supernova]]<ref>{{article|langue=en|consulté le=18 mai 2024|année=2024|mois=5|jour=16|auteur1=Hannah Übler et al.|périodique=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|tome=531-1|titre=GA-NIFS : JWST discovers an offset AGN 740 million years after the big bang|lire en ligne=https://academic.oup.com/mnras/article/531/1/355/7671512}}</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en|année=2024|mois=5|jour=16|consulté le=16 mai 2024|périodique=BBC Sky at Night Magazine|titre=Webb detects farthest black hole collision ever seen, looking back to a period shortly after the Big Bang|auteur1=Iain Todd|lire en ligne=https://www.skyatnightmagazine.com/news/webb-zs7}}</ref>.

== Observation ==
{{Article détaillé|Observation et détection des trous noirs}}
[[Fichier:Onde-radioM87.jpg|vignette|[[Jet (astrophysique)|Jet]] de [[physique des plasmas|plasma]] observé en [[interférométrie]] dans la {{nobr|galaxie [[M87 (galaxie)|M87]]}}. L’effet est imputé au champ magnétique intense à proximité du [[trou noir supermassif]] en rotation [[M87*]] situé en son centre.]]

Les deux seules classes de trous noirs pour lesquelles on dispose d’observations nombreuses (indirectes, mais de plus en plus précises, voir paragraphe suivant) sont les trous noirs stellaires et super-massifs. Le trou noir supermassif le plus proche est celui qui se trouve au [[centre galactique|centre de notre Galaxie]] à {{parsec|8.5|kpc}}.

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. Le compagnon massif invisible peut généralement être interprété comme une [[étoile à neutrons]] ou un trou noir, puisqu’une étoile normale avec une telle masse se verrait très facilement. La masse du compagnon (ou la [[binaire spectroscopique|fonction de masses]], si l’angle d’inclinaison est inconnu) est alors comparée à la masse [[limite d'Oppenheimer-Volkoff|limite]] maximale des étoiles à neutrons (environ {{unité|3.3|[[masse solaire|masses solaires]]}}). Si elle dépasse cette limite, on considère que l’objet est un trou noir. Sinon, il peut être une [[naine blanche]].

On considère également que certains trous noirs stellaires apparaissent lors des [[sursaut gamma|sursauts de rayons gamma]] (ou ''GRB'', pour ''{{lang|en|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]] ; dans certains cas (décrits par le modèle [[collapsar]]), un flash de rayons gamma est produit au moment où le trou noir se forme. Ainsi, un GRB<ref group=alpha>On parle ici principalement de GRB « longs », formés par les étoiles massives. La deuxième classe de GRB, les « courts », sont considérés comme le résultat de la fusion de deux [[étoile à neutrons|étoiles à neutrons]], ce qui donne aussi un trou noir… Mais leur compréhension est plus difficile que les GRB longs. Car le phénomène de coalescence de deux objets très compacts nécessite l’utilisation de simulations numériques extrêmement complexes. Comparativement, l’explosion d’une étoile massive est plus simple.</ref> pourrait représenter le signal de la naissance d’un trou noir. Des trous noirs de plus faible masse peuvent aussi être formés par des supernovæ classiques. Le [[rémanent de supernova]] {{nobr|[[SN 1987A]]}} est soupçonné d’être un trou noir, par exemple.

Un deuxième phénomène directement relié à la présence d’un trou noir, cette fois pas seulement de type stellaire, mais aussi super-massif, est la présence de [[jet (astrophysique)|jets]] observés principalement dans le domaine des ondes radio. Ces jets résultent des changements de [[champ magnétique]] à grande échelle se produisant dans le [[disque d'accrétion|disque d’accrétion]] du trou noir.

=== Observation directe ===
[[Fichier: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 />.]]

[[Fichier: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=haystack.mit.edu site du MIT Haystack Observatory|consulté le=12 avril 2019|langue=en}}.</ref>. Le petit diamètre d'un trou noir (quelques kilomètres) rend cependant cette observation directe très difficile. En guise d’exemple, et même si la [[Taille apparente#Cas d'un trou noir|taille angulaire d’un trou noir]] est plus grande que celle d’un objet classique de même rayon, un trou noir d'une masse solaire et situé à un [[parsec]] (environ {{unité|3.26|[[Année-lumière|années-lumière]]}}) aurait un [[diamètre angulaire]] de {{unité|0.1|''micro''}} [[Sous-unités du degré|seconde d'arc]].

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 |site=MIT News |auteur=Jennifer Chu |date=10 avril 2019 |consulté le=13 avril 2019}}.</ref>{{,}}<ref name=":2">{{Lien web|langue=en|url=http://cms.caltech.edu/people/klbouman |titre=Katherine L. Bouman |site=[[California Institute of Technology|Caltech]] Computing + Mathematical Sciences  |consulté le=13 avril 2019}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article |url=https://www.thetimes.co.uk/article/black-hole-picture-captured-by-scientists-for-first-time-gvkngm6dg |titre=First image of black hole revealed |auteur=Tom Whipple |date=2019-04-10 |périodique=The Times |consulté le=2019-04-10 |langue=en |issn=0140-0460}}.</ref>. Ces images permettent de distinguer la silhouette du trou noir dans un [[disque d'accrétion]]<ref>{{Article |auteur1=Pierre Barthélémy |titre=La première photo d’un trou noir publiée par un consortium scientifique international |périodique=Le Monde |date=10 avril 2019 |lire en ligne=https://www.lemonde.fr/sciences/article/2019/04/10/la-premiere-photo-d-un-trou-noir-publiee-par-un-consortium-scientifique-international_5448397_1650684.html |consulté le=11 avril 2019}}.</ref>.

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=nsf.gov |consulté le=2022-05-12}}.</ref>.

=== Exemples de trous noirs stellaires ===
[[Cygnus X-1]], détecté en [[1965]], est le premier objet astrophysique identifié comme pouvant être la manifestation d’un trou noir. C’est un [[Étoile binaire|système binaire]] qui serait 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 [[microquasar|micro-quasars]], en référence à leurs parents extragalactiques : les [[quasar]]s. Les deux classes d’objets partagent en fait les mêmes processus physiques. Parmi les micro-quasars les plus étudiés, on notera {{nobr|[[GRS 1915+105]]}}, découvert en [[1994]] pour avoir des jets [[vitesse supraluminique|supraluminiques]]. Un autre cas de tels jets fut détecté dans le système {{nobr|[[GRO J1655-40]]}}. Mais, sa distance est sujette à controverse et ses jets pourraient ne pas être supraluminiques. Notons aussi le micro-quasar très spécial {{nobr|[[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 comme trous noirs supermassifs ont premièrement été les [[noyau actif de galaxie|noyaux actifs de galaxie]] et les [[quasar]]s découverts par les [[radioastronomie|radioastronomes]] dans les {{nobr|[[années 1960]]}}. Cependant, les observations les plus convaincantes de l’existence de [[Trou noir supermassif|trous noirs supermassifs]] sont celles des orbites des étoiles autour du [[centre galactique]] appelé [[Sagittarius A*]]. Les orbites de ces étoiles et les vitesses atteintes ont permis aujourd’hui d’exclure tout autre type d’objet qu’un trou noir supermassif, de l'ordre de {{nombre|4|millions}} de masses solaires à cet endroit de la galaxie. Par la suite, des trous noirs supermassifs ont été détectés dans de nombreuses autres galaxies.

En {{date||février|2005}}, une étoile géante bleue, appelée {{nobr|[[SDSS J090745.0+024507]]}} fut observée quittant notre galaxie, avec une vitesse deux fois supérieure à la [[vitesse de libération]] de la [[Voie lactée]], soit {{nombre|0.0022|fois}} la vitesse de la lumière. Quand on remonte la trajectoire de cette étoile, on voit qu’elle croise le voisinage immédiat du centre galactique. Sa vitesse et sa trajectoire confortent donc également l’idée de la présence d’un trou noir supermassif à cet endroit, dont l’influence gravitationnelle aurait provoqué l’éjection de cette étoile de la Voie Lactée.

En {{date||novembre|2004}}, une équipe d’astronomes a rapporté la découverte du premier trou noir de masse intermédiaire dans notre galaxie, orbitant à seulement trois [[Année-lumière|années-lumière]] du centre galactique. Ce trou noir aurait une masse d’environ {{unité|1300|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<ref>{{Article |langue=en |auteur1=J.-P. Maillard |et al.=oui |titre=The nature of the Galactic Center source {{nobr|IRS 13}} revealed by high spatial resolution in the infrared |périodique=[[Astronomy and Astrophysics]] |volume=423 |pages=155-167 |date=2004 |arxiv=astro-ph/0404450}}.</ref>. Cette observation conforte l’idée que les trous noirs supermassifs grandissent en absorbant des étoiles et d'autres trous noirs, idée qui pourra être confirmée par l’observation directe des [[onde gravitationnelle|ondes gravitationnelles]] émises par ce processus, par l’intermédiaire de l’[[interféromètre]] spatial [[Evolved Laser Interferometer Space Antenna|LISA]].

En {{date||juin|2004}}, des [[astronome]]s ont trouvé un trou noir supermassif, appelé [[Q0906+6930]], au centre d’une [[galaxie]] lointaine d’environ {{unité|12.7|milliards}} d’[[Année-lumière|années-lumière]], c’est-à-dire lorsque l’univers était encore très jeune<ref>{{en}} Roger W. Romani {{et al.}}, ''{{lang|en|Q0906+6930: The Highest-Redshift Blazar}}'', ''{{lang|en|[[The Astrophysical Journal]]}}'', '''610''', L9-L12 (2004), {{arxiv|astro-ph/0406252}}.</ref>. Cette observation montre que la formation des trous noirs supermassifs dans les galaxies est un phénomène relativement rapide.

En 2012, le plus gros trou noir jamais observé est découvert dans la galaxie {{nobr|[[NGC 1277]]}}, située à {{nombre|220|millions}} d’années-lumière dans la [[Persée (constellation)|constellation de Persée]]. Il aurait une masse de {{nombre|17|milliards}} de masses solaires et représente 14 % de la masse de sa propre galaxie (contre 0,1 % pour les autres, en moyenne{{refnec}}). En 2017, ce trou noir aurait été détrôné par [[TON 618]], un quasar situé à 10,4 milliards d'années-lumière et « pesant » 66 milliards de masses solaires.

== Trous noirs et physique fondamentale ==
=== Théorèmes sur les singularités ===
Une question cruciale à propos des trous noirs est de savoir sous quelles conditions ils peuvent se former. Si les conditions nécessaires à leur formation sont extrêmement spécifiques, les chances que les trous noirs soient nombreux peuvent être faibles. Un ensemble de théorèmes mathématiques dus à [[Stephen Hawking]] et [[Roger Penrose]] a montré qu’il n’en était rien : la formation des trous noirs peut se produire dans une variété de conditions extrêmement génériques. Pour des raisons évidentes, ces travaux ont été nommés [[théorèmes sur les singularités]]. Ces théorèmes datent du début des {{nobr|[[années 1970]]}}, époque où il n’y avait guère de confirmation observationnelle de l’existence des trous noirs. Les observations ultérieures ont effectivement confirmé que les trous noirs étaient des objets très fréquents dans l’univers.

=== Singularités nues et censure cosmique ===

Au centre d’un trou noir se situe une [[singularité gravitationnelle]]. Pour tout type de trou noir, cette singularité est « cachée » du monde extérieur par l’horizon des événements. Cette situation s’avère très heureuse : la physique actuelle ne sait certes pas décrire une singularité gravitationnelle mais cela a peu d’importance, car celle-là étant à l’intérieur de la zone délimitée par l’horizon, elle n’influe pas sur les événements du monde extérieur. Il se trouve cependant qu’il existe des solutions mathématiques aux équations de la relativité générale dans lesquelles une singularité existe sans être entourée d’un horizon. C’est par exemple le cas pour les solutions de Kerr ou de Reissner-Nordström, quand la charge ou le moment cinétique dépasse une certaine valeur critique. Dans ce cas, on ne parle plus de trou noir (il n’y a plus d’horizon donc plus de « trou ») mais de [[singularité nue]]. De telles configurations sont extrêmement difficiles à étudier en pratique car la prédiction du comportement de la singularité reste toujours impossible ; mais cette fois, il influence l’univers dans lequel nous vivons. L’existence de singularités nues a donc pour conséquence l’impossibilité d’une évolution [[déterminisme|déterministe]] de l’univers dans l’état des connaissances actuelles<ref group=alpha>L’élaboration d’une théorie de la [[gravité quantique]] est la condition de résolution de ce problème.</ref>.

Pourtant, les trous noirs de [[Trou noir de Kerr|Kerr]] ou de [[Trou noir de Reissner-Nordström|Reissner-Nordström]] (ainsi que le cas général de [[Trou noir de Kerr-Newman|Kerr-Newman]]) ne peuvent pas arriver à leurs valeurs critiques respectives par apport externe de moment cinétique ou de charges électriques. En effet, plus on se rapprocherait de la valeur critique d’un trou noir de Kerr, moins un objet externe pourrait augmenter son moment cinétique. De façon comparable, à l’approche de la charge maximale d’un trou noir de Reissner-Nordström, les charges électriques de même signe que celle du trou noir projetées vers celui-ci y parviendraient de plus en plus difficilement en raison de la répulsion électrostatique exercée par le trou noir. Pour amener les charges à pénétrer dans le trou noir, il faudrait les y projeter à une vitesse relativiste (à cause de la répulsion électrique), ce qui contribuerait à leur conférer une énergie croissante devenant bien supérieure à leur énergie de masse (au repos). D’où une contribution à la masse du trou noir, suffisante pour compenser l’augmentation de charge du trou noir. Finalement, le rapport charge/masse du trou noir « saturerait » juste en dessous de la valeur critique<ref group=alpha>Ce résultat peut s’interpréter autrement dans le cadre de la [[thermodynamique des trous noirs]] : dans ce cadre, il est équivalent avec le [[troisième principe de la thermodynamique]] qui indique l’inaccessibilité du [[zéro absolu]] par un nombre fini de transformations thermodynamiques.</ref>.

Ces éléments, ainsi que des considérations plus fondamentales, ont conduit le mathématicien anglais [[Roger Penrose]] à formuler en [[1969 en science|1969]] l’hypothèse dite de la [[principe de censure cosmique|censure cosmique]], stipulant qu’aucun processus physique ne pouvait permettre l’apparition de singularités nues dans l’univers. Cette hypothèse, qui possède plusieurs formulations possibles, a été l’objet d’un pari entre Stephen Hawking d’une part et [[Kip Thorne]] et [[John Preskill]] d’autre part, ces derniers ayant parié que des singularités nues pouvaient exister. En [[1991 en science|1991]], [[Stuart L. Shapiro]] et [[Saul A. Teukolsky]] montrèrent sur foi de simulations numériques que des singularités nues pouvaient se former dans l’univers. Quelques années plus tard, [[Matthew Choptuik]] mit en évidence un ensemble important de situations à partir desquelles la formation de singularités nues était possible. Ces configurations demeurent cependant extrêmement particulières, et nécessitent un [[ajustement fin]] des conditions initiales pour mener à la formation des singularités nues. Leur formation est donc ''possible'', mais en pratique extrêmement ''improbable''. En [[1997 en science|1997]], Stephen Hawking reconnut qu’il avait perdu son pari avec Kip Thorne et John Preskill. Un autre pari a depuis été lancé, où des conditions plus restrictives sur les conditions initiales pouvant mener à des singularités nues ont été rajoutées.

=== Entropie ===
{{Article détaillé|Entropie des trous noirs}}

En [[1971 en science|1971]], le physicien britannique [[Stephen Hawking]] montra que la surface totale des horizons des événements 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 (thermodynamique)|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 (sans en préciser la nature exacte) et qu’elle soit proportionnelle à la surface de son horizon. Bekenstein pensait alors que les trous noirs n’émettent pas de rayonnement et que le lien avec la thermodynamique n’était qu’une simple analogie et pas une description physique des propriétés du trou noir. Néanmoins, Hawking a peu après démontré par un calcul de [[théorie quantique des champs]] que le résultat sur l’entropie des trous noirs est bien plus qu’une simple analogie et qu’il est possible de définir rigoureusement une température associée au [[Évaporation des trous noirs|rayonnement des trous noirs]] (voir ci-dessous).

Utilisant les équations de la thermodynamique des trous noirs, il apparaît que l’entropie d’un trou noir est proportionnelle à la surface de son horizon<ref group="alpha">Elle est égale au quart de la surface de l’horizon en [[unités de Planck]], c’est-à-dire dans un système d’unités où la [[vitesse de la lumière]] ''c'', la [[constante gravitationnelle|constante de Newton]] ''G'', la [[constante de Planck réduite]] <math>\hbar</math> et la [[constante de Boltzmann]] ''k''<sub>B</sub> sont toutes égales à 1. Voir l’article [[entropie des trous noirs]] pour plus de détails.</ref>. C’est un résultat universel qui peut être appliqué dans un autre contexte aux [[modèle cosmologique|modèles cosmologiques]] comportant eux aussi un [[Horizon (trou noir)|horizon]] comme l’[[univers de de Sitter]]. L’[[ensemble microcanonique|interprétation microscopique]] de cette entropie reste en revanche un problème ouvert, auquel la [[théorie des cordes]] a cependant réussi à apporter des éléments de réponse partiels.

Il a été ensuite montré que les trous noirs sont des [[Limite de Bekenstein|objets à entropie maximale]], c’est-à-dire que l’entropie maximale d’une région de l’espace délimitée par une surface donnée est égale à celle du trou noir de même surface<ref>{{en}} Raphael Bousso ''[https://arxiv.org/abs/hep-th/0203101 {{lang|en|The holographic principle}}]'', {{lang|en|Reviews of Modern Physics}}, 74 825-874 (2002).</ref>{{,}}<ref>{{en}} Parthasarathi Majumdar, ''{{lang|en|Black Hole Entropy and Quantum Gravity}}''. ''{{lang|en|Talk given at the National Symposium on Trends and Perspectives in Theoretical Physics}}'', Calcutta, Inde, avril 1998. {{arxiv|gr-qc/9807045}}.</ref>. Ce constat a amené les physiciens [[Gerard 't Hooft]] et ensuite [[Leonard Susskind]] à proposer un ensemble d'idées, appelé [[principe holographique]], basé sur le fait que la description de la surface d'une région permet de reconstituer toute l'information relative à son contenu, de la même façon qu'un [[hologramme]] code des informations relatives à un volume sur une simple surface, permettant ainsi de donner un effet de relief à partir d’une surface.

La découverte de l'entropie des trous noirs a ainsi permis le développement d'une analogie extrêmement profonde entre trous noirs et [[thermodynamique]], la [[thermodynamique des trous noirs]], qui pourrait aider dans la compréhension d’une théorie de la [[gravité quantique]].

=== Évaporation et rayonnement de Hawking ===
{{Article détaillé|Évaporation des trous noirs}}

En [[1974 en science|1974]], [[Stephen Hawking]] appliqua la [[théorie quantique des champs]] à l'[[espace-temps]] courbé de la relativité générale, et découvrit que contrairement à ce que prédisait la mécanique classique, les trous noirs pouvaient effectivement émettre un rayonnement (proche d'un rayonnement thermique) aujourd’hui appelé [[Évaporation des trous noirs|rayonnement de Hawking]]<ref>S. W. Hawking, ''{{lang|en|Particle creation by black holes}}'', ''{{lang|en|Commun. Math. Phys.}}'', '''43''', 199-220 (1975) [http://projecteuclid.org/Dienst/UI/1.0/Summarize/euclid.cmp/1103899181 Voir en ligne], {{lang|la|Erratum}}, {{ibid.}}, '''46''', 206-206 (1976).</ref> : les trous noirs ne sont donc pas complètement « noirs ».

Le rayonnement de Hawking correspond en fait à un [[spectroscopie|spectre]] de [[corps noir]]. On peut donc y associer la « [[température]] » du trou noir, qui est inversement proportionnelle à sa taille<ref group=alpha>En termes d’ordre de grandeur, la température d’un trou noir en unités de Planck correspond à l’inverse de sa taille en unités de Planck. Pour un trou noir stellaire, sa taille se compte en kilomètres, soit 10{{exp|38}} fois la [[longueur de Planck]]. Sa température est donc de l’ordre de {{nombre|10{{exp|-38}}|fois}} la [[température de Planck]], qui vaut dans les {{unité|10{{exp|32}}[[kelvin]]s}}. La température d’un trou noir stellaire est donc de l’ordre de {{unité|10{{exp|-6}}|kelvins}}.</ref>. De ce fait, plus le trou noir est important, plus sa température est basse. Un trou noir de la masse de la [[planète]] [[Mercure (planète)|Mercure]] aurait une température égale à celle du rayonnement de [[fond diffus cosmologique]] (à peu près {{unité|2.73|[[kelvin]]s}}). Si le trou noir est plus massif, il sera donc plus froid que la température du fond et accroîtra son énergie plus vite qu’il n’en perdra ''via'' le rayonnement de Hawking, devenant ainsi encore plus froid. Un trou noir stellaire a ainsi une température de quelques microkelvins, ce qui rend la détection directe de son évaporation totalement impossible à envisager. Cependant, pour des trous noirs moins massifs, la température est plus élevée et la perte d'énergie associée lui permet de voir sa masse varier sur des échelles cosmologiques. Ainsi, un trou noir de quelques millions de tonnes s’évaporera-t-il en une durée inférieure à celle de l'[[âge de l'Univers]]. Alors que le trou noir s'évapore, il devient plus petit, et donc plus chaud. Certains astrophysiciens ont proposé que l'évaporation complète de trous noirs produirait un flash de [[rayon gamma|rayons gamma]]. Ceci serait une signature de l'existence de trous noirs de très faible masse. Il s'agirait alors de trous noirs primordiaux. La recherche actuelle explore cette possibilité avec les données du [[satellite artificiel|satellite]] européen [[International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory]] (INTEGRAL)<ref>Voir par exemple Azar Khalatbari, ''Trous noirs primordiaux : Les poids plume disparus'', [[Ciel et Espace|Ciel & Espace]], juin 2002 [http://www.obs.ujf-grenoble.fr/osug/component/option,com_docman/task,doc_download/gid,29/ Voir en ligne].</ref>.

=== Paradoxe de l’information ===
{{Article détaillé|Paradoxe de l'information}}

Une question de physique fondamentale encore irrésolue au début du {{s-|XXI}} est le fameux [[paradoxe]] de l'information. En effet, en raison du [[théorème de calvitie]] déjà cité, il n’est pas possible de déterminer ''{{lang|la|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 ?

Des considérations générales sur ce que devrait être une théorie de la [[gravité quantique|gravitation quantique]] suggèrent qu’il ne peut y avoir qu’une quantité finie et limitée d’entropie (c’est-à-dire 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 du rayonnement de 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 du rayonnement 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 son rayonnement ? 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 le rayonnement de Hawking soit entièrement thermique, et donc complètement aléatoire, représentant ainsi une nouvelle source d’information non-déterministe. Cependant, le {{date|21|juillet|2004|en science}}, il présenta un nouvel argument, allant à l’opposé de sa première position<ref name="gr17">{{en}} [http://www.slac.stanford.edu/spires/find/hep/www?irn=6536760 ''{{lang|en|Black holes and the information paradox.}}''] ''{{lang|en|Prepared for GR17: 17th International Conference on General Relativity and Gravitation}}'', Dublin, Irlande, 18-24 juillet 2004.</ref>{{,}}<ref>{{en}} Voir l’[http://www.nature.com/news/2004/040712/full/040712-12.html article] (payant) du [[magazine]] anglais ''[[Nature (revue)|Nature]]'', intitulé « ''{{lang|en|Hawking changes his mind about black holes}}'' » (« Hawking a changé d’avis sur les trous noirs »).</ref>{{,}}<ref>Voir aussi l’[http://www.space.com/news/hawking_bet_040716.html article] sur le site [http://www.space.com space.com].</ref>. Dans ses nouveaux calculs, l’[[entropie (thermodynamique)|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 du rayonnement 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 les arguments présentés par Hawking<ref>{{en}} [http://math.ucr.edu/home/baez/week207.html ''{{lang|en|This Week’s Finds in Mathematical Physics ({{nobr|Week 207}})}}''], entrée dans le [[blog]] de [[John Baez]] consacrée à la conférence GR17 de Dublin 2004.</ref>. Mais Hawking lui-même fut suffisamment convaincu pour régler le pari qu’il avait fait en 1997 avec le physicien [[John Preskill]] de [[California Institute of Technology|Caltech]], provoquant ainsi un énorme intérêt des médias.

En {{date||juillet|2005|en science}}, l’annonce de Hawking a donné lieu à une [[publication scientifique|publication]] dans la revue ''{{lang|en|[[Physical Review]]}}''<ref name="information paradox">{{en}} S. Hawking, ''{{lang|en|Information Loss in Black Holes}}'', {{lang|en|[[Physical Review D]]}}, '''72''', 084013 (2005) {{arxiv|hep-th/0507171}}.</ref> et fut débattue par la suite au sein de la communauté scientifique sans qu’un consensus net ne se dégage quant à la validité de l’approche proposée par Hawking<ref>{{en}} [http://motls.blogspot.com/2005/07/hawking-and-unitarity.html Article du blog de Lubos Motl consacré à la résolution d’Hawking du paradoxe de l’information pour les trous noirs].</ref>{{,}}<ref>{{en}} [http://www.slac.stanford.edu/spires/find/hep?c=PHRVA,D72,084013 Citations scientifiques de l’article de Hawking] d’après la base de données [[Stanford Physics Information Retrieval System|SPIRES]].</ref>.

=== Trous noirs et trous de ver ===
[[Fichier:Trou de ver.svg|vignette|redresse=1.2|Schéma d’un trou de ver.]]

La relativité générale indique qu’il existerait des configurations dans lesquelles deux trous noirs sont reliés l’un à l’autre. Une telle configuration est habituellement appelée [[trou de ver]] ou plus rarement pont d’Einstein-Rosen. De telles configurations ont beaucoup inspiré les auteurs de [[science-fiction]] (voir par exemple les références de la section [[#Médias|médias]]) car elles proposent un moyen de voyager très rapidement sur de grandes distances, voire [[voyage dans le temps|voyager dans le temps]]. En pratique, de telles configurations, si elles sont autorisées par la relativité générale, semblent totalement irréalisables dans un contexte astrophysique car aucun processus connu ne semble permettre la formation de tels objets<ref>Voir livre de [[Robert Wald|Robert M. Wald]] dans la section [[#Bibliographie|bibliographie]], {{nobr|page 156}}.</ref>.

== Autres explications proposées ==
La démonstration de l'existence des trous noirs stellaires s'appuie sur l'existence d'une [[Limite d'Oppenheimer-Volkoff|limite supérieure]] pour la masse des [[étoile à neutrons|étoiles à neutrons]]. La valeur de cette limite dépend fortement des hypothèses faites concernant les propriétés de la matière dense. La découverte de nouvelles [[phase (thermodynamique)|phases]] exotiques de la matière pourrait repousser cette limite<ref name="CMS1999">{{article|langue=en|nom1=Celotti|prénom1=A.|nom2=Miller|prénom2=J. C.|nom3=Sciama|prénom3=D. W.|titre=Astrophysical evidence for the existence of black holes|journal=Classical and Quantum Gravity|volume=16|numéro=12A|passage=A3–A21|année=1999|arxiv=astro-ph/9912186|doi=10.1088/0264-9381/16/12A/301}}.</ref>. Une phase constituée de [[quark]]s libres (non liés pour former des protons et neutrons par exemple) à haute densité pourrait permettre l'existence d'[[étoile étrange|étoiles à quarks]]<ref>{{article|langue=en|nom1=Kovacs|prénom1=Z.|nom2=Cheng|prénom2=K. S.|nom3=Harko|prénom3=T.|titre=Can stellar mass black holes be quark stars?|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|année=2009|volume=400|numéro=3|passage=1632–1642|doi=10.1111/j.1365-2966.2009.15571.x|arxiv=0908.2672|bibcode=2009MNRAS.400.1632K}}.</ref> tandis que des modèles de [[supersymétrie]] prévoient l'existence d'[[étoile Q|étoiles Q]]<ref>{{lien arXiv|eprint=hep-ph/0612159|prénom1=A.|titre=Properties and signatures of supersymmetric Q-balls|class=hep-ph|année=2006|nom1=Kusenko}}.</ref>. Certaines extensions du [[modèle standard de la cosmologie|modèle standard]] postulent l'existence de [[préon]]s qui constitueraient les blocs élémentaires des quarks et des [[lepton]]s, lesquels pourraient hypothétiquement former des [[Étoile à préons|étoiles à préons]]<ref>{{article|langue=en|nom1=Hansson|prénom1=J.|nom2=Sandin|prénom2=F.|titre=Preon stars: a new class of cosmic compact objects|journal=Physics Letters B|volume=616|numéro=1–2|passage=1|année=2005|doi=10.1016/j.physletb.2005.04.034|arxiv=astro-ph/0410417|bibcode=2005PhLB..616....1H}}.</ref>. Ces modèles hypothétiques pourraient expliquer un certain nombre d'observations de candidats trous noirs stellaires. Cependant, il peut être montré à partir d'arguments généraux en relativité générale que tous ces objets auraient une masse maximale<ref name="CMS1999"/>.

Étant donné que la densité moyenne d'un trou noir à l'intérieur de son rayon de Schwarzschild est inversement proportionnelle au carré de sa masse, les trous noirs supermassifs sont beaucoup moins denses que les trous noirs stellaires (la masse volumique d'un trou noir de {{nombre|10{{exp|8}}|masses}} solaires est comparable à celle de l'eau ; un trou noir de dix milliards (10{{exp|10}}) de masses solaires serait moins dense que l'air)<ref name="CMS1999"/>. En conséquence, la physique de la matière formant un trou noir supermassif est bien mieux comprise et les autres explications possibles pour l'observation des trous noirs supermassifs sont beaucoup plus ordinaires. Par exemple, un trou noir supermassif pourrait être modélisé par un grand amas d'objets très sombres. Cependant, ces autres possibilités ne sont généralement pas assez stables pour expliquer les candidats trous noirs supermassifs<ref name="CMS1999"/>.

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 :
* [[gravastar]]s ;
* [[étoile noire (gravité semi-classique)|étoiles noires]] ;
* [[Étoile noire (mécanique newtonienne)|étoiles sombres]] ;
* {{Lien|fr=étoile à énergie noire|lang=en|trad=Dark-energy star|texte=étoiles à énergie noire}} ;
* {{Lien|fr=objet en effondrement éternel|lang=en|trad=Magnetospheric eternally collapsing objects|texte=objets en effondrement éternel}} ;
* [[étoile exotique|étoiles exotiques]] ([[Étoile électrofaible|étoiles électrofaibles]], [[Étoile à préons|étoiles à préons]], [[Étoile à bosons|étoiles à bosons]]).
Mais tous ces objets restent purement théoriques en l'état actuel de nos connaissances.

== Médias ==
Quand on parle de {{citation|[[culture populaire]]}} à propos de trou noir, on pense souvent à la [[science-fiction]]. On y trouve, au cinéma ou dans le domaine littéraire, beaucoup d’inspiration.
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Pour ne citer que les œuvres les plus pertinentes (les trous noirs étant très présents en culture populaire, on pourrait citer ici des centaines d’œuvres) les critères suivants devraient être pris en compte :

* l’œuvre a pour sujet principal, ou comme « personnage principal » un trou noir/trou de ver.
* le trou noir est secondaire dans l’œuvre, mais celle-ci nous apprend quelque chose d’encyclopédique sur les trous noirs.
* l’œuvre doit posséder un article dans Wikipédia, ou être potentiellement admissible en tant qu’article.

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=== Dans les séries ===
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Pour ne citer que les œuvres les plus pertinentes (les trous noirs étant très présents en culture populaire, on pourrait citer ici des centaines d’œuvres) les critères suivants devraient être pris en compte :
* l’œuvre a pour sujet principal, ou comme « personnage principal » un trou noir/trou de ver.
* le trou noir est secondaire dans l’œuvre, mais celle-ci nous apprend quelque chose d’encyclopédique sur les trous noirs.
* l’œuvre doit posséder un article dans Wikipédia, ou être potentiellement admissible en tant qu’article.

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{{colonnes|taille=1|nombre=2|
* {{lang|en|[[Doctor Who]]}}
* [[Stargate SG-1]]
* [[Stargate Atlantis]]
* {{lang|en|[[Stargate Universe]]}}
* [[Sliders : Les Mondes parallèles]]
* {{lang|en|[[Farscape]]}}
* [[Fringe (série télévisée)|Fringe]]
* [[Andromeda_(série_télévisée)|Andromeda]]
}}

=== Films ===
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Pour ne citer que les œuvres les plus pertinentes (les trous noirs étant très présents en culture populaire, on pourrait citer ici des centaines d’œuvres) les critères suivants devraient être pris en compte :
* l’œuvre a pour sujet principal, ou comme « personnage principal » un trou noir/trou de ver.
* le trou noir est secondaire dans l’œuvre, mais celle-ci nous apprend quelque chose d’encyclopédique sur les trous noirs.
* l’œuvre doit posséder un article dans Wikipédia, ou être potentiellement admissible en tant qu’article.

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* ''[[Le Trou noir]]'' (1979), de [[Gary Nelson]], est un film des studios [[Walt Disney|Disney]].
* ''{{lang|en|[[Event Horizon, le vaisseau de l'au-delà|Event Horizon]]}}'' (1997), de [[Paul W. S. Anderson|Paul W.S. Anderson]], est un film des studios {{lang|en|[[Paramount Pictures]]}}, {{lang|en|Golar Productions}} & {{lang|en|Impact Pictures}}.
* ''[[Contact (film, 1997)|Contact]]'' (1997), de [[Robert Zemeckis]], est un film des studios [[Warner Bros.|Warner Bros]].
* Dans [[Star Trek (film, 2009)|Star Trek]], de [[J. J. Abrams]], la "matière rouge" peut créer un trou noir en entrant en collision avec la matière, ce qui permet notamment de détruire une planète en l'injectant dans son noyau.
* Dans ''[[Interstellar]]'', de [[Christopher Nolan]], une expédition est lancée vers des planètes orbitant autour d'un trou noir supermassif (ce qui permet d'ailleurs d'explorer les effets relativistes sur l'écoulement du temps), le protagoniste finissant même par dépasser l'horizon des évènements.

=== Littérature ===
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Pour ne citer que les œuvres les plus pertinentes (les trous noirs étant très présents en culture populaire, on pourrait citer ici des centaines d’œuvres) les critères suivants devraient être pris en compte :
* l’œuvre a pour sujet principal, ou comme « personnage principal » un trou noir/trou de ver.
* le trou noir est secondaire dans l’œuvre, mais celle-ci nous apprend quelque chose d’encyclopédique sur les trous noirs.
* l’œuvre doit posséder un article dans Wikipédia, ou être potentiellement admissible en tant qu’article.

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* Série ''[[La Grande Porte]]'', de [[Frederik Pohl]], paru en [[1977]].
* Une [[singularité nue]] et ses effets non déterministes sont à la base du livre ''[[Radix (roman)|Radix]]'', de l’auteur américain [[Alfred Angelo Attanasio]], paru en [[1981]].
* ''[[Les chroniques de MacAndrew]]'', de [[Charles Sheffield]], paru en [[1983]].

=== Musique ===
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Pour ne citer que les œuvres les plus pertinentes (les trous noirs étant très présents en culture populaire, on pourrait citer ici des centaines d’œuvres) les critères suivants devraient être pris en compte :
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* le trou noir est secondaire dans l’œuvre, mais celle-ci nous apprend quelque chose d’encyclopédique sur les trous noirs.
* l’œuvre doit posséder un article dans Wikipédia, ou être potentiellement admissible en tant qu’article.

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* La chanson ''{{lang|en|Supermassive Black hole}}'' de l’album ''{{lang|en|[[Black Holes and Revelations]]}}'' (2006) par le groupe [[Muse (groupe)|Muse]]
* La chanson ''{{lang|en|Beyond The Black Hole}}'' du groupe ''{{lang|en|[[Gamma Ray]]}}''
* La chanson ''{{lang|en|Into the Black Hole}}'' d'[[Ayreon]]
* La chanson ''{{lang|en|Black Hole Sun}}'' de {{lang|en|[[Soundgarden]]}}
* La chanson ''The Heaviest Matter of the Universe'' de [[Gojira]]

=== Bande dessinée ===
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Pour ne citer que les œuvres les plus pertinentes (les trous noirs étant très présents en culture populaire, on pourrait citer ici des centaines d’œuvres) les critères suivants devraient être pris en compte :
* l’œuvre a pour sujet principal, ou comme « personnage principal » un trou noir/trou de ver.
* le trou noir est secondaire dans l’œuvre, mais celle-ci nous apprend quelque chose d’encyclopédique sur les trous noirs.
* l’œuvre doit posséder un article dans Wikipédia, ou être potentiellement admissible en tant qu’article.

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* Dans la série ''{{lang|en|[[Universal War One]]}}'', un [[trou de ver]] est au cœur de l’intrigue.
* Dans les {{nobr|tomes 8}} et 9 de la série [[Aquablue]], un astre improbable analogue à un trou noir, appelé ''[[voïvode]]'', est un des principaux éléments de l’intrigue.

== Médiagraphie ==
=== Bibliographie ===
{{trop d'ouvrages|date = janvier 2025}}
==== Ouvrages de vulgarisation ====
* Matteo Smerlak, ''Les trous noirs'', Presses Universitaires de France, coll. Que Sais-je ? n° 4003, {{2e}} édition mise à jour 2021, 128 p. {{ISBN|978-2-7154-0738-1}}
* {{Ouvrage|langue=fr|prénom1=Jean-Pierre|nom1=Lasota|titre=La science des trous noirs|lieu=Paris|éditeur=Odile Jacob sciences|année=2010|pages totales=192|isbn=978-2-7381-2008-3|lire en ligne=https://books.google.com/books?id=5JLBKRHLDWgC&printsec=frontcover}} {{Commentaire biblio}}

* {{Ouvrage|prénom1=Kip|nom1=Thorne|lien auteur1=Kip S. Thorne|traducteur=Alain Bouquet et Jean Kaplan|titre=[[Trous noirs et distorsions du temps : l'héritage sulfureux d'Einstein|Trous noirs et distorsions du temps : l’héritage sulfureux d’Einstein]]|éditeur=Champs Flammarion|année=1997|pages totales=654|isbn=978-2-08-211221-5}} {{Commentaire biblio|Un classique mêlant les aspects historiques et techniques du sujet. Très complet.}}
* {{Ouvrage|prénom1=Jean-Pierre|nom1=Luminet|lien auteur1=Jean-Pierre Luminet|titre=Le destin de l’univers|sous-titre=Trous noirs et énergie sombre|éditeur=[[Fayard (édition)|Fayard]]|collection=Le temps des sciences|année=2006|isbn=978-2-213-63081-6}}
* {{Ouvrage|prénom1=Stephen|nom1=Hawking|lien auteur1=Stephen Hawking|prénom2=Roger|nom2=Penrose|lien auteur2=Roger Penrose|traducteur=Françoise Balibar et Marc Lachièze-Rey|titre=La nature de l’espace et du temps|éditeur=[[Éditions Gallimard|Gallimard]]|collection=Nrf Essais|année=1997|isbn=978-2-07-074465-7}}
* {{Ouvrage|langue=fr|langue originale=en|prénom1=Isaac|nom1=Asimov|lien auteur1=Isaac Asimov|titre=Trous noirs|sous-titre=l’explication scientifique de l’univers en contraction|lieu=Montréal|éditeur=L’étincelle|année=1978|pages totales=221|isbn=0-88515-092-9|isbn2=0-88515-092-9}}. {{Commentaire biblio|Livre rare difficile à trouver.}}
* {{Ouvrage|langue=fr|langue originale=en|prénom1=Stephen|nom1=Hawking|lien auteur1=Stephen Hawking|traducteur=Isabelle Naddeo-Souriau|titre=Une brève histoire du temps|sous-titre=du big bang aux trous noirs|lieu=Paris|éditeur=[[Groupe Flammarion|Flammarion]]|année=1989|pages totales=245|isbn=2-08-081238-6|ean=978-2-08-081238-4}} {{Commentaire biblio|Un {{lang|en|best-seller}} très intéressant, et où les trous noirs et les interrogations qu’ils posent sont mis dans le vaste contexte de l’Univers et de son évolution.}}
* {{Ouvrage|langue=en|prénom1=Jacob|nom1=Bekenstein|titre=Of Gravity. Black Holes and Information|éditeur=Di Renzo Editore|année=2006|pages totales=176|isbn=88-8323-161-9}}
* {{Ouvrage|langue=fr|auteur1=[[Aurélien Barrau]]|titre=Au cœur des trous noirs|lieu=Malakoff|éditeur=[[Dunod]]|collection=Hors collection|année=2019|mois=février|pages totales=152|format livre=130x200 mm|isbn=978-2-10-074849-5|ean=9782100795864|présentation en ligne=https://www.dunod.com/sciences-techniques/au-coeur-trous-noirs-0|consulté le=9 mars 2020}}
* {{Ouvrage|langue=en|langue originale=en|prénom1=Stephen|nom1=Hawking|titre=Dernières nouvelles des trous noirs|lieu=Paris|éditeur=Flammarion BBC|année=2016|pages totales=108|isbn=978-2-08-139473-5}}. Stephen Hawking présente un résumé des travaux à David Shukman, rédacteur en chef de la section scientifique de BBC News.

==== Articles de magazines ====
* ''Les trous noirs'', dossier Hors Série du magazine « [[Pour la science|Pour la Science]] », 1997 {{ISSN|0153-4092}}. {{Commentaire biblio|Épuisé sur le site de la revue, mais apparemment disponible sur CD.}}
** Aurélien Barrau et Gaëlle Boudoul, ''Où sont passés les trous noirs primordiaux'', article du magazine « [[La Recherche (magazine)|La Recherche]] », 2004 {{Commentaire biblio|Le fichier [http://lpsc.in2p3.fr/ams/aurelien/aurelien/Barrau_trousnoirs_.pdf PDF] est disponible sur le [http://lpsc.in2p3.fr/ams/aurelien/ site web] personnel d’Aurélien Barrau.}}
* [[Aurélien Barrau|A. Barrau]], A. Gorecki, J. Grain, [http://www.pourlascience.fr/ewb_pages/f/fiche-article-dossier-les-microtrous-noirs-primordiaux-18466.php ''Les micro-trous noirs primordiaux''], ''[[Pour la science|Pour la Science]]'' {{numéro|372}}, {{date|octobre 2008}}.
* J. Lavalle, [http://www.pourlascience.fr/ewb_pages/f/fiche-article-dossier-les-trous-noirs-de-masse-intermediaire-18467.php ''Les trous noirs de masse intermédiaire''], ''[[Pour la science|Pour la Science]]'' {{numéro|372}}, {{date|octobre 2008}}.
* [[Alain Riazuelo|A. Riazuelo]], [http://www.pourlascience.fr/ewb_pages/f/fiche-article-dossier-trous-noirs-et-trous-de-vers-18465.php ''Trous noirs et trous de vers''], ''[[Pour la science|Pour la Science]]'' {{numéro|372}}, {{date|octobre 2008}}.

==== Ouvrages et articles techniques ====
* {{Ouvrage|langue=en|auteur1=[[Edwin F. Taylor]]|auteur2=[[John Wheeler|John A. Wheeler]]|titre=Exploring black holes|sous-titre=introduction to general relativity|lieu=San Francisco|éditeur=Addison Wesley Longman|année=2000|isbn=978-0-201-38423-9|oclc=43701527}}. {{Commentaire biblio|Pour un lecteur qui connaît les principes de la [[relativité restreinte]], Wheeler et Taylor introduisent les idées de la [[relativité générale]] à partir du concept de trou noir, en utilisant le minimum de [[mathématiques]] possible : [[métrique (mathématiques)|métriques]], [[algèbre]], [[calcul infinitésimal|calcul différentiel et intégral]] de base (pas de [[géométrie différentielle]], ni de [[tenseur]]s). Accessible dès le niveau premier cycle universitaire.}}
* {{Ouvrage|langue=en|prénom1=S|nom1=Chandrasekhar|titre=The mathematical theory of black holes|lieu=Oxford New York|éditeur=Clarendon Press Oxford University Press|collection=Oxford classic texts in the physical sciences|année=1998|pages totales=646|isbn=978-0-19-850370-5|oclc=40852409|lire en ligne=https://books.google.com/books?id=LBOVcrzFfhsC&printsec=frontcover}}. {{Commentaire biblio|La théorie mathématique des trous noirs, par le grand astrophysicien théoricien d’origine indienne. Niveau troisième cycle universitaire.}}
* {{Ouvrage|langue=en|auteur1=[[Kip Thorne|Kip S. Thorne]]|auteur2=[[Richard H. Price]]|prénom3=Douglas Alan|nom3=Macdonald|titre=Black holes|sous-titre=the membrane paradigm|lieu=New Haven|éditeur=[[Yale University Press]]|année=1986|pages totales=367|isbn=978-0-300-03769-2|isbn2=978-0-300-03770-8|oclc=13759977}}
* {{Ouvrage|langue=en|auteur1=Stuart L Shapiro|auteur2=Saul A Teukolsky|titre=Black holes, white dwarfs, and neutron stars|sous-titre=the physics of compact objects|lieu=New York|éditeur=[[John Wiley]]|année=1983|pages totales=645|isbn=978-0-471-87316-7|isbn2=978-0-471-87317-4|oclc=8953728}}
* {{Livre Wald}}.
* {{Livre KraSteMcCHer}}.
* {{Ouvrage|langue=en|auteur1=Valeri P. Frolov|auteur2=Igor D. Novikov|titre=Black Hole Physics|sous-titre=Basic Concepts and New Developments|année=1998|pages totales=787|éditeur=Springer Dordrecht|doi=10.1007/978-94-011-5139-9}}
* {{Ouvrage|langue=en|auteur1=Robert B. Mann|auteur2=Sebastian Murk|auteur3=Daniel R. Terno|titre=Black holes and their horizons in semiclassical and modified theories of gravity|année=2022|pages totales=95|doi=10.1142/S0218271822300154}}
* {{Ouvrage|langue=en|auteur1=Matthias Blau|titre=Lecture Notes on General Relativity|lieu=Universität Bern|année=2024|pages totales=999|url=http://www.blau.itp.unibe.ch/GRLecturenotes.html}}

==== Aspects historiques ====
* [https://www.insu.cnrs.fr/fr/les-trous-noirs-existent Comment les scientifiques savent que les trous noirs existent ?] CNRS-INSU, 07 juin 2022
* {{en}} [[Brandon Carter]] ; ''{{lang|en|Half century of black-hole theory: from physicists’ purgatory to mathematicians’ paradise}}'', dans : L. Mornas (ed.) ; « ''{{lang|es|Encuentros Relativistas Espanoles:}}'' ''{{lang|en|A Century of Relativity Theory}}'' », Oviedo (2005). {{Commentaire biblio|Texte complet disponible sur [[arXiv]] : [https://arxiv.org/abs/gr-qc/0604064 gr-qc/0604064]}}
* {{Ouvrage|langue=fr|prénom1=Michel|nom1=Rival|lien auteur1=Michel Rival|titre=Robert Oppenheimer|lieu=Paris|éditeur=[[Groupe Flammarion|Flammarion]]|collection=Grandes Biographies|année=1995|mois=juin|pages totales=294|isbn=2-08-066799-8|présentation en ligne=https://books.google.ca/books?id=QTAgAQAAIAAJ|plume=oui}}

=== Documentaire ===
* [[Alain Riazuelo]], Sylvie Rouat & Patrice Desenne (réal.), ''Voyage au cœur d’un trou noir'', ''[[Sciences et Avenir]]'', 2008, France {{lien web |consulté le=2013-11-04 |url=https://www.sciencesetavenir.fr/videos/voyage-au-coeur-dun-trou-noir_5rpmmp |titre=voir en ligne}}.

== Notes et références ==
=== Notes ===
{{Références|groupe=alpha}}

=== Références ===
{{Références nombreuses|taille=30}}

== Annexes ==
{{Autres projets
 | commons = Category:Black holes
 | wiktionary = trou noir
 | wikiversity = Introduction à la théorie des trous noirs
 | wikiversity titre = Introduction à la théorie des trous noirs
 | wikiquote = trou noir
 | wikinews = Catégorie:Trou noir
}}

=== Articles connexes ===
{{colonnes|nombre=2|
* [[Trou noir acoustique]]
* [[Correspondance AdS/CFT]]
* [[Corde noire]]
* [[Hyper-trou noir]]
* [[Blanète]]
}}

;Physiciens impliqués dans l’étude des trous noirs
{{colonnes|nombre=2|
* [[Albert Einstein]]
* [[Subrahmanyan Chandrasekhar]]
* [[Robert Oppenheimer]]
* [[Karl Schwarzschild]]
* [[John Wheeler]]
* [[Kip Thorne]]
* [[Roger Penrose]]
* [[Stephen Hawking]]
* [[Brandon Carter]]
* [[Jean-Pierre Luminet]]
* [[Katie Bouman]]
* [[Aurélien Barrau]]
}}

;Référence en fiction
* ''[[Le Trou noir]]''
* ''[[Stargate]]''

=== Liens externes ===
* [https://www.radiofrance.fr/franceculture/podcasts/la-science-cqfd/trous-noirs-chevelu-une-theorie-qui-decoiffe-8818638 « Trous noirs chevelus : une théorie qui décoiffe »], ''La Science, CQFD'', France Culture, 13 janvier 2025.
* [https://www.radiofrance.fr/franceculture/podcasts/eureka/trou-noir-cet-obscur-objet-du-desir-9238883 « Trou noir, cet obscur objet du désir »], ''Eurêka !'' , France Culture, 16 aout 2022.
* {{Aud}} [https://www.franceculture.fr/emissions/la-methode-scientifique/la-methode-scientifique-emission-du-mardi-30-avril-2019 « Trous noirs : de nouvelles images à l'horizon ? »], ''La Méthode scientifique'', [[France Culture]], {{date|30 avril 2019}}.
* {{Aud}} [https://www.franceculture.fr/emissions/la-methode-scientifique/comment-faire-la-lumiere-sur-les-trous-noirs-0 « Comment faire la lumière sur les trous noirs ? »], ''La Méthode scientifique'', [[France Culture]], 26 aout 2017.
* {{en}} [http://www.hubblesite.org/go/blackholes ''{{lang|en|Black Holes: Gravity’s Relentless Pull}}''], {{lang|en|[[Space Telescope Science Institute]]}} : site sur la physique des trous noirs.
* {{en}} [http://www.sciencedaily.com/news/space_time/black_holes/ « {{lang|en|Black holes}} », sur {{lang|en|ScienceDaily}} : actualités de la recherche sur les trous noirs.]
* {{Lien web |langue=en |titre=First Horizon-Scale Image of a Black Hole|url=https://apod.nasa.gov/apod/ap220501.html | site= [[Astronomy Picture of the Day]] |éditeur=NASA |date=01/05/2022|consulté le=24-12-2023}} ([https://astrovalleyfield.com/AstronomieCompl/APOD/APOD%20NGC%20IC%20et%20M/01_05_22_TrouNoir.html traduction/adaptation française]).
* {{vidéo}} [http://www.canal-u.tv/video/cerimes/le_destin_de_l_univers_trous_noirs_et_energie_sombre.9318 ''Le destin de l'Univers : trous noirs et énergie sombre''], conférence donnée à l'[[Institut d'astrophysique de Paris|IAP]] le {{date|5 juin 2007}} par [[Jean-Pierre Luminet]] (astrophysicien à l'[[Observatoire de Paris-Meudon]]).

==== Bases de données et dictionnaires ====
{{liens}}


{{Palette|Trou noir|Étoile|État de la matière|Science-fiction}}
{{Portail|astronomie|cosmologie|étoiles}}

[[Catégorie:Trou noir|*]]
[[Catégorie:Source X]]