Voir la source de Trou noir primordial

{{Voir homonymes|Trou noir (homonymie)|Primordial}}
Un '''trou noir primordial''' est un type de [[trou noir]] hypothétique formé à l'époque de l'[[Univers primordial]] dans les régions extrêmement denses. Dans les premiers instants de l'Univers selon la théorie du [[Big Bang]], la [[pression]] et la [[température]] étaient si élevées que de simples fluctuations de densité de la matière suffisaient pour donner naissance à un trou noir<ref>{{Ouvrage|langue=en|auteur1=Alexander Dolgov |titre=Massive Primordial Black Holes |passage=3 |date=6 novembre 2019 |pages totales=21 |arxiv=1911.02382 |lire en ligne=https://arxiv.org/pdf/1911.02382.pdf |format électronique=Pdf |consulté le=12 février 2020}}</ref>. Alors que la plupart des régions de hautes densités ont été dispersées dans l'expansion qui a suivi, les trous noirs primordiaux sont restés stables et existeraient encore aujourd'hui.

Leur existence a été proposée pour la première fois en 1966 par [[Iakov Zeldovitch]] et [[Igor Novikov]]. Cinq ans plus tard, [[Stephen Hawking]] publie le premier une théorie détaillée sur leur origine. Puisqu'ils n'ont pas été formés à partir d'étoiles, leur masse peut être significativement plus faible que celle d'une étoile. Hawking a calculé qu'elle pourrait être aussi faible que {{val|e=−8|u=kg}} (soit de l'ordre de la [[masse de Planck]], 2,176 10<sup>-8</sup> kg). Mais il a aussi calculé que la durée de vie (le temps d'« évaporation » par [[Rayonnement de Hawking|rayonnement de Bekenstein-Hawking]]) de tels micro-trous noirs serait de seulement 8,6 10<sup>-40</sup> seconde. Donc s'il existe encore des micro-trous noirs primordiaux, ils ont dû avoir une masse d'au moins 173 millions de tonnes (1,73 10<sup>11</sup> kg, dont le temps d'évaporation vaut précisément 13,8 milliards d'années, donc l'âge de l'Univers) avec une température de 7 10<sup>11</sup> K et rayonneraient dans le domaine des [[Rayon gamma|rayons gamma]].

Un des grands défis de l'astrophysique des années 2010 et 2020 est d'expliquer où se cache la plus grande partie de la [[masse de l'Univers]], appelée [[matière noire]]. Ces résidus (que seraient les trous noirs primordiaux), même peu nombreux comparés aux milliards de milliards d'étoiles, représentent selon certains astronomes de bons candidats, ce qui explique que les trous noirs primordiaux font l'objet de recherches actives.

== Recherches théoriques ==
En 1966, [[Iakov Zeldovitch]] et [[Igor Novikov]] proposent pour la première fois l'existence de trous noirs primordiaux<ref>{{article|langue=en |prénom1=Yakov Borisovich |nom1=Zel'dovitch |prénom2=Igor Dmitriyevich |nom2=Novikov|titre=The Hypothesis of Cores Retarded During Expansion and the Hot Cosmological Model|journal=Soviet Astronomy|date=14 March 1966 |volume=10 |numéro=4 |pages=602–603 |bibcode=1966AZh....43..758Z }}</ref>. En 1971, [[Stephen Hawking]] est le premier à publier une théorie détaillée sur leur origine<ref>{{article|langue=en |nom1=Hawking |prénom1=S. |année=1971| titre=Gravitationally collapsed objects of very low mass |journal=Mon. Not. R. Astron. Soc. |volume=152 |page=75 |doi=10.1093/mnras/152.1.75 |bibcode=1971MNRAS.152...75H |url=http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1971MNRAS.152...75H |format électronique=Pdf }}</ref>.

Selon le modèle utilisé, les trous noirs primordiaux (TNP) actuels ne pourraient pas avoir une masse aussi minime que {{val|e=−8|u=kg}} (masse de Planck résiduelle) – voir ci-dessus –, mais pourraient avoir une masse allant jusqu'à des dizaines de milliers de [[masse solaire|masses solaires]] (<math>M_{\odot}</math>). Toutefois, les TNP d'une masse inférieure à 1,73 {{val|e=11|u=kg}} pourraient avoir disparu à notre époque à cause du [[Évaporation des trous noirs|rayonnement de Hawking]].
Ces trous noirs hypothétiques ne sont pas faits de matière noire [[baryon]]ique (la masse d'un trou noir n'a pas de caractéristique quelconque, comme la matière ordinaire baryonique et leptonique, alors que la substance baryonique, protons et neutrons, constitue toute la matière visible de l'Univers actuel et seulement une partie de la [[matière noire]], dite matière noire ordinaire ou baryonique) et pourraient donc être des constituants plausibles de la [[matière noire]]<ref>{{article|langue=en |nom1=Frampton |prénom1=Paul H. |nom2=Kawasaki |prénom2=Masahiro |nom3=Takahashi |prénom3=Fuminobu |nom4=Yanagida |prénom4=Tsutomu T. |s2cid=119256778 |titre=Primordial Black Holes as All Dark Matter |journal=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics |date=22 April 2010 |volume=2010 |numéro=4 |pages=023 |doi=10.1088/1475-7516/2010/04/023 |issn=1475-7516|arxiv=1001.2308 |bibcode=2010JCAP...04..023F }}</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en |nom1=Espinosa |prénom1=J. R. |nom2=Racco |prénom2=D. |nom3=Riotto |prénom3=A. |s2cid=206309027 |titre=A Cosmological Signature of the Standard Model Higgs Vacuum Instability: Primordial Black Holes as Dark Matter |journal=Physical Review Letters |volume=120 |numéro=12 |pages=121301 |doi=10.1103/PhysRevLett.120.121301 |pmid=29694085 |date=23 March 2018|arxiv=1710.11196 |bibcode=2018PhRvL.120l1301E }}</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en |nom1=Clesse |prénom1=Sebastien |nom2=García-Bellido |prénom2=Juan |s2cid=54594536 |titre=Seven Hints for Primordial Black Hole Dark Matter |journal=Physics of the Dark Universe |année=2018 |volume=22 |pages=137–146 |doi=10.1016/j.dark.2018.08.004 |arxiv=1711.10458 |bibcode=2018PDU....22..137C }}</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en |nom1=Lacki |prénom1=Brian C. |nom2=Beacom |prénom2=John F. |s2cid=118418220 |titre=Primordial Black Holes as Dark Matter: Almost All or Almost Nothing |journal=The Astrophysical Journal |date=12 August 2010 |volume=720 |numéro=1 |pages=L67–L71 |doi=10.1088/2041-8205/720/1/L67 |issn=2041-8205 |arxiv=1003.3466 |bibcode=2010ApJ...720L..67L }}</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en |nom1=Kashlinsky |prénom1=A. |s2cid=118491150 |titre=LIGO gravitational wave detection, primordial black holes and the near-IR cosmic infrared background anisotropies |journal=The Astrophysical Journal |date=23 May 2016 |volume=823 |numéro=2 |pages=L25 |doi=10.3847/2041-8205/823/2/L25 |arxiv=1605.04023 |bibcode=2016ApJ...823L..25K |issn=2041-8213}}</ref>.
Ils sont aussi de bons candidats en tant que germes des [[trou noir supermassif|trous noirs supermassifs]] au centre des galaxies massives, et comme germes des [[Trou noir intermédiaire|trous noirs intermédiaires]]<ref>{{article|langue=en |nom1=Clesse |prénom1=S. |nom2=Garcia-Bellido |prénom2=J. |s2cid=118672317 |année=2015 |titre=Massive Primordial Black Holes from Hybrid Inflation as Dark Matter and the seeds of Galaxies |journal=[[Physical Review D]] |volume=92 |numéro=2 |pages=023524 |arxiv=1501.07565 |bibcode= 2015PhRvD..92b3524C|doi=10.1103/PhysRevD.92.023524|hdl=10486/674729 }}</ref>.

Les TNP font partie des ''{{lang|en|[[massive compact halo object]]}}'' (MACHO, des objets célestes hypothétiques). Ils sont donc de bons candidats pour la matière noire : ils sont très peu sujets aux collisions, ils sont stables s'ils sont suffisamment massifs, leur vitesse n'est pas relativiste et ils sont apparus très tôt dans l'Univers (moins de une seconde après le [[Big Bang]]. Néanmoins, des limites relativement serrées sur leur abondance ont été calculées à partir de multiples observations astrophysiques et cosmologiques ; ils sont donc exclus comme constituants de la masse noire pour une large gamme de masses.

En {{date-|mars 2016}}, un mois après l'annonce de la détection par les observatoires [[Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory|LIGO]] et [[Virgo (interféromètre)|VIRGO]] d'[[onde gravitationnelle|ondes gravitationnelles]] émises lors de la fusion de deux trous noirs, chacun ayant une masse de 30 <math>M_{\odot}</math> (environ {{val|6|e=31|u=kg}}), trois équipes de chercheurs ont chacune établi, de façon indépendante, que les deux trous noirs étaient des TNP<ref>{{article|langue=en |nom1=Bird |prénom1=S. |nom2=Cholis |prénom2=I. |s2cid=23710177 |année=2016 |titre=Did LIGO Detect Dark Matter? |journal=[[Physical Review Letters]] |volume=116 |numéro=20 |pages=201301 |arxiv=  1603.00464|bibcode= 2016PhRvL.116t1301B|doi=10.1103/PhysRevLett.116.201301|pmid=27258861 }}</ref>{{,}}<ref name="Clesse 2017 142–147">{{article|langue=en |nom1=Clesse |prénom1=S. |nom2=Garcia-Bellido |prénom2=J. |s2cid=119201581 |année=2017 |titre=The clustering of massive Primordial Black Holes as Dark Matter: Measuring their mass distribution with Advanced LIGO |journal= Physics of the Dark Universe |volume=10 |numéro=2016 |pages=142–147 |arxiv=1603.05234 |bibcode= 2017PDU....15..142C |doi=10.1016/j.dark.2016.10.002}}</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en |nom1=Sasaki |prénom1=M. |nom2=Suyama |prénom2=T. |nom3=Tanaki |prénom3=T. |s2cid=7362051 |année=2016 |titre=Primordial Black Hole Scenario for the Gravitational-Wave Event GW150914 |journal=[[Physical Review Letters]] |volume=117 |numéro=6 |pages=061101 |arxiv=1603.08338 |bibcode= 2016PhRvL.117f1101S |doi=10.1103/PhysRevLett.117.061101 |pmid=27541453 }}</ref>{{,}}<ref>{{lien web|langue=en | éditeur=[[Johns Hopkins University]] | titre=Did Gravitational Wave Detector Find Dark Matter? | date=June 15, 2016 | url=http://releases.jhu.edu/2016/06/15/did-gravitational-wave-detector-find-dark-matter/ | consulté le=20 juin 2015}}</ref>.
Deux équipes ont déterminé que la vitesse de fusion, inférée des mesures de LIGO, est cohérente avec un scénario où la totalité de la matière noire est seulement constituée de TNP, si une fraction non négligeable de ceux-ci est regroupée dans les [[halo galactique|halos galactiques]], les [[Galaxie naine sphéroïdale|galaxies naines]] ou les [[amas globulaire]]s, tels que décrits par la théorie de la [[formation des structures]].
La troisième équipe a affirmé que la vitesse de fusion n'est pas compatible avec un scénario où il n'y a que de la matière noire ; selon cette équipe, les TNP ne peuvent contribuer qu'au plus à 1 % de toute la matière noire.
Les masses des trous noirs étant relativement élevées, plusieurs chercheurs ont recommencé à étudier les TNP dont la masse se situe entre 1 et 100 <math>M_{\odot}</math>. Les chercheurs débattent pour savoir si cette étendue est valide selon les autres observations, que ce soit les [[microlentille gravitationnelle|microlentilles gravitationnelles]] créées par des étoiles, les anisotropies du [[fond diffus cosmologique]], la taille des galaxies naines ou l'absence de corrélation entre les sources de rayons X et les sources radio dans le [[centre galactique]].

En {{date-|mai 2016}}, [[Alexander Kashlinsky]] suggère que la forte corrélation des rayons X mous entre le [[fond diffus de rayons X]] et le [[fond diffus infrarouge]] (aussi appelé « fond diffus extragalactique ») pourrait s'expliquer par des TNP de masses semblables s'ils sont presque aussi abondants que la matière noire<ref>{{article|langue=en |nom=Kashlinsky |prénom=A. |s2cid=118491150 |année=2016 |titre=LIGO gravitational wave detection, primordial black holes and the near-IR cosmic infrared background anisotropies |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=823 |numéro=2 |pages=L25 |arxiv=1605.04023 |bibcode= 2016ApJ...823L..25K|doi=10.3847/2041-8205/823/2/L25 }}</ref>. Une étude publiée en {{date-|avril 2019}} suggère que cette hypothèse est sans fondement<ref>{{lien web|langue=en |titre=Dark matter is not made up of tiny black holes |url= https://www.sciencedaily.com/releases/2019/04/190402113042.htm |site=ScienceDaily |date=2 April 2019 |consulté le=27 septembre 2019}}</ref>.

Une équipe de chercheurs a soumis une hypothèse de [[Stephen Hawking]] aux tests les plus rigoureux jusqu'alors. Dans son article publié en 2019, elle a exclu la possibilité que des TNP d'un diamètre inférieur à un dixième de millimètre (d'une masse de 7 × 10<sup>22</sup> kg) forment la majorité de la matière noire<ref name=":0">{{article|langue=en |prénom1=H. |nom1=Niikura |prénom2=M. |nom2=Takada |prénom3=N. |nom3=Yasuda |s2cid=118986293 |et al.=oui |titre=Microlensing constraints on primordial black holes with Subaru/HSC Andromeda observations |journal=Nature Astronomy |date=2019 |volume=3 |numéro=6 |pages=524–534 |doi=10.1038/s41550-019-0723-1|arxiv=1701.02151 |bibcode=2019NatAs...3..524N }}</ref>.

En {{date-|août 2019}}, Paulo Montero-Camacho et ses collègues suggèrent dans un article que toute la matière noire pourrait être composée de TNP ayant une masse comprise entre 3,5 × 10<sup>−17</sup> et 4 × 10<sup>−12</sup> <math>M_{\odot}</math> (soit de 7,0 × 10<sup>13</sup> à 8 × 10<sup>18</sup> kg)<ref name=":1">{{article|langue=en |nom1=Montero-Camacho |prénom1=Paulo |nom2=Fang |prénom2=Xiao |nom3=Vasquez |prénom3=Gabriel |nom4=Silva |prénom4=Makana |nom5=Hirata|prénom5=Christopher M.|s2cid=189897766|date=2019-08-23|titre=Revisiting constraints on asteroid-mass primordial black holes as dark matter candidates|journal=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics|volume=2019|numéro=8|pages=031|doi=10.1088/1475-7516/2019/08/031|arxiv=1906.05950|bibcode=2019JCAP...08..031M|issn=1475-7516}}</ref>.

En {{date-|septembre 2019}}, J. Scholtz et ses collègues proposent que la « [[planète Neuf]] », invoquée pour expliquer des anomalies orbitales parmi les [[objet transneptunien extrême|objets transneptuniens extrêmes]], serait en réalité un TNP de la taille d'une balle de tennis et non une planète « classique »<ref>{{cite report |language=en |first1=J. |last1=Scholtz |first2=J. |last2=Unwin |title=What if Planet 9 is a Primordial Black Hole? |journal=High Energy Physics - Phenomenology |date=2019 |arxiv=1909.11090 }}</ref>, proposition reprise dans un article de vulgarisation<ref name=planet9ornot>{{lien web|langue=en |prénom1=D. |nom1=Anderson |prénom2=B. |nom2=Hunt |date=5 December 2019 |titre=Why astrophysicists think there's a black hole in our solar system |url=https://www.businessinsider.com/astrophysicists-found-black-hole-in-solar-system-planet-2019-11 |website=[[Business Insider]] |consulté le=7 décembre 2019}}</ref>.

Début 2024, les observations d'étoiles et de [[quasar]]s par [[microlentille gravitationnelle|microlentilles gravitationnelles]] suggèrent que les TNP de masse de l'ordre de [[masse solaire|celle du Soleil]] pourraient expliquer une grande partie de la matière noire dans les [[halo galactique|halos galactiques]]<ref>{{Article| langue=en| titre=Observational evidence for primordial black holes: A positivist perspective| auteur1=B. J. Carr| auteur2=S. Clesse| auteur3=J. García-Bellido| auteur4=M. R. S. Hawkins| auteur5=F. Kühnel| périodique=[[Physics Reports]]| volume=1054| numéro=| date=26 février 2024| pages=1-68| doi=10.1016/j.physrep.2023.11.005| accès doi=libre| consulté le=22 février 2024}}.</ref>.

== Formation ==

Les trous noirs primordiaux (TNP) auraient été formés très tôt dans l'[[Univers]]<ref>{{lien web|auteur=Clément Poursain|titre=De minuscules trous noirs vieux comme l'univers pourraient venir mettre le bazar dans le système solaire|date= 2 décembre 2024|consulté le= 3 décembre 2024|url=https://korii.slate.fr/et-caetera/trous-noirs-primordiaux-vieux-univers-bazar-systeme-solaire-orbite-planetes-satellites-terre-recherche-matiere-noire-astrophysique?utm_source=firefox-newtab-fr-fr|site=korii.slate.fr}}</ref> (moins d'une seconde après le Big Bang), pendant la période appelée « ère dominée par le rayonnement ». L'ingrédient essentiel à la formation d'un TNP est une fluctuation dans la densité de l'Univers, qui induit un [[effondrement gravitationnel]]. Typiquement, un [[contraste de densité]] de <math> \delta \varrho / \varrho \sim 0,1 </math> (où <math> \varrho </math> est la densité moyenne de l'Univers) est nécessaire pour former un TNP<ref>{{article|langue=en |nom1=Harada |prénom1=T. |nom2=Yoo |prénom2=C.-M. |nom3=Khori |prénom3=K. |s2cid=119305036 |année=2013 |titre=Threshold of primordial black hole formation |journal=[[Physical Review D]] |volume=88 |numéro=8 |pages=084051 |arxiv=1309.4201 |bibcode= 2013PhRvD..88h4051H|doi=10.1103/PhysRevD.88.084051 }}</ref>.
Plusieurs mécanismes peuvent produire une telle inhomogénéité lors de l'[[inflation cosmique]], du [[Réchauffage (cosmologie)|réchauffage]] ou des [[Transition de phase|transitions de phase]] cosmologiques.

== Limites observationnelles et stratégies de détection ==

Plusieurs observations permettent de numériquement encadrer l'abondance et la masse des TNP.

* Sonde Voyager 1 : une étude de 2019 tirant parti de la présence de la sonde [[Voyager 1]] au-delà de l'[[héliosphère]] a établi que les trous noirs primordiaux d'une masse inférieure à {{Unité|e17 g}} ne peuvent représenter s'ils existent qu'au plus 0,1 % de la matière noire présente dans la [[Voie lactée]]<ref>{{Article |langue = en |titre = Voyager 1 e± Further Constrain Primordial Black Holes as Dark Matter |périodique = [[Physical Review Letters]]|date = 1{{er}} février 2019|volume = 122|numéro = 4|auteur1 = Mathieu Boudaud |auteur2=Marco Cirelli |lire en ligne = https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.122.041104}}.</ref>.
* Durée de vie, rayonnement de Hawking et rayons gamma : une façon de détecter les TNP ou d'encadrer de façon mathématique leur masse et leur abondance est d'observer le [[Évaporation des trous noirs|rayonnement de Hawking]]. [[Stephen Hawking]] théorise en 1974 qu'un grand nombre de petits TNP pourraient exister dans notre Galaxie ou dans le [[halo galactique]] de la  [[Voie lactée]]. Puisque les trous noirs émettent un rayonnement dont l'intensité est inversement proportionnelle à leur masse, la masse des très petits trous noirs décroît à une grande vitesse et ils disparaissent en peu de temps. À la toute fin de leur existence, ils émettent autant d'ondes électromagnétiques qu'une [[bombe thermonucléaire]] d'une puissance excédant le million de mégatonnes<ref>{{article|langue=en | nom1 = Hawking | prénom1 = S.W. | année = 1977 | titre = The quantum mechanics of black holes | journal = Scientific American | volume = 236 | pages = 34–40 | doi=10.1038/scientificamerican0177-34|bibcode = 1977SciAm.236a..34H }}</ref>. Les trous noirs d'environ 3 <math>M_{\odot}</math> perdent toute leur masse en environ 10<sup>69</sup> années (s'ils n'absorbent aucune matière pendant cette période), ce qui excède l'[[âge de l'Univers|âge actuel de l'Univers]] (13,8 milliards d'années<ref name="SpergelBean2007">{{Article |langue=en
|nom1=Spergel |prénom1=D. N.
|nom2=Bean |prénom2=R.
|nom3=Dore |prénom3=O.
|nom4=Nolta |prénom4=M. R. 
|nom5=Bennett  |prénom5=C. L.
|nom6=Dunkley  |prénom6=J. 
|nom7=Hinshaw  |prénom7=G.
|nom8=Jarosik |prénom8=N.
|nom9=Komatsu |prénom9=E.
|nom10=Page |prénom10=L.
|nom11=Peiris |prénom11=H. V.
|nom12=Verde |prénom12=L.
|nom13=Halpern |prénom13=M.
|nom14=Hill |prénom14=R. S.
|nom15=Kogut |prénom15=A.
|nom16=Limon |prénom16=M.
|nom17=Meyer |prénom17=S. S.
|nom18=Odegard |prénom18=N.
|nom19=Tucker |prénom19=G. S.
|nom20=Weiland |prénom20=J. L.
|nom21=Wollack |prénom21=E.
|nom22=Wright |prénom22=E. L.
|titre=Three‐Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology 
|périodique=The Astrophysical Journal Supplement Series 
|volume=170 |numéro=2 
|année=2007 
|pages=377–408 
|issn=0067-0049 |doi=10.1086/513700}}</ref>). Toutefois, puisque les TNP ne sont pas formés par effondrement gravitationnel stellaire, ils peuvent être de n'importe quelle masse. Un trou noir ayant une masse de 1,73 10<sup>11</sup> kg aurait une durée de vie égale à l'âge de l'Univers. Si de tels trous noirs avaient été créés au moment du Big Bang en nombre suffisamment grand, les astronomes pourraient observer leur fin (caractérisée par un flash lumineux) dans notre Galaxie. Lancé en 2008, le [[Fermi Gamma-ray Space Telescope]] a été conçu en partie pour rechercher ces TNP qui s'évaporent. Les données issues du satellite d'observation permettent d'affirmer que moins de 1 % de la matière noire pourrait être constituée de TNP ayant des masses allant jusqu'à 10<sup>13</sup> kg. Les TNP qui s'évaporent auraient aussi influencé la [[nucléosynthèse]] au moment du Big Bang et donc modifié l'abondance relative des éléments chimiques légers dans l'Univers. Toutefois, si l'hypothèse du rayonnement de Hawking se révèle fausse, alors les TNP seraient extrêmement difficiles à découvrir puisque leur influence gravitationnelle serait insignifiante<!-- pourquoi ? -->.
* Focalisation gravitationnelle de sursauts gamma : lorsqu'il passe à proximité du trajet d'observation d'un [[sursaut gamma]], un TNP peut modifier sa luminosité puisqu'il induit une [[lentille gravitationnelle]]. L'expérience ''{{lang|en|Fermi Gamma-Ray Burst Monitor}}'', complétée en 2012, a déterminé que les TNP ne peuvent contribuer significativement à la matière noire si leur masse se situe entre 5 x 10<sup>14</sup> et 10<sup>17</sup> kg<ref>{{article|langue=en |prénom1=A. |nom1=Barnacka  |prénom2=J. |nom2=Glicenstein |prénom3=R. |nom3=Moderski |s2cid=119301812 |arxiv=1204.2056 |titre=New constraints on primordial black holes abundance from femtolensing of gamma-ray bursts  |journal=Physical Review D  |volume=86  |numéro=4  |pages=043001  |année=2012 |doi=10.1103/PhysRevD.86.043001 |bibcode=2012PhRvD..86d3001B  }}</ref>. Un ré-examen complété en 2018 a toutefois éliminé cette limite après avoir pris en compte la nature diffuse de la source et les effets optiques<ref>{{article|langue=en |nom1=Katz |prénom1=Andrey |nom2=Kopp |prénom2=Joachim |nom3=Sibiryakov |prénom3=Sergey |nom4=Xue |prénom4=Wei |s2cid=119215426 |date=2018-12-05 |titre=Femtolensing by dark matter revisited |journal=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics |volume=2018 |numéro=12 |pages=005 |doi=10.1088/1475-7516/2018/12/005 |arxiv=1807.11495 |bibcode=2018JCAP...12..005K |issn=1475-7516}}</ref>.
* Capture de trous noirs primordiaux par des étoiles à neutrons : si des TNP de masses comprises entre 10<sup>15</sup> kg et 10<sup>22</sup> kg sont aussi abondants (en termes de quantité totale de substance) que la matière noire, les [[étoile à neutrons|étoiles à neutrons]] dans les [[Amas globulaire|amas globulaires]] devraient avoir capturé quelques TNP, ce qui aurait mené à la destruction des étoiles<ref>{{article|langue=en |nom1=Capela |prénom1=Fabio |nom2=Pshirkov |prénom2=Maxim |nom3=Tinyakov |prénom3=Peter |s2cid=119194722 |titre=Constraints on primordial black holes as dark matter candidates from capture by neutron stars |journal=Physical Review D |volume=87 |numéro=12 |pages=123524 |arxiv=1301.4984 |année=2013 |doi=10.1103/PhysRevD.87.123524 |bibcode=2013PhRvD..87l3524C }}</ref>. L'observation des étoiles à neutrons dans les amas globulaires pourrait permettre de calculer la limite supérieure sur l'abondance de TNP. Toutefois, une étude détaillée de ce phénomène hypothétique a mené à l'abandon de cette thèse<ref name=":1" />.
* Survie des naines blanches : si un TNP passe à travers une [[naine blanche]] C-O<ref group=note>Naines blanches dont le cœur est composé de carbone et d'oxygène, les plus abondantes de toutes les naines banches.</ref>, il peut brûler son carbone, ce qui peut amorcer une réaction menant à l'explosion de la naine blanche. L'analyse de la distribution de masses des naines blanches pourrait donner une limite supérieure au nombre de TNP. Les trous noirs primordiaux ayant une masse comprise entre ~10<sup>16</sup> et 10<sup>17</sup> kg ont été éliminés comme constituant principal de la matière noire de la Galaxie. De plus, l'explosion d'une naine blanche peut être confondue avec une [[supernova de type Ia]]<ref>{{article|langue=en |nom1=Graham |prénom1=Peter W. |nom2=Rajendran |prénom2=Surjeet |nom3=Varela |prénom3=Jaime |date=2015-09-09 |titre=Dark matter triggers of supernovae |journal=Physical Review D |volume=92 |numéro=6 |pages=063007 |doi=10.1103/PhysRevD.92.063007 |arxiv=1505.04444|bibcode=2015PhRvD..92f3007G |issn=1550-7998 |accès doi=libre}}</ref>. Une étude approfondie basée sur des simulations hydrodynamiques a toutefois remis en cause ces limites<ref name=":1" />.
* Focalisation micro-gravitationnelle des étoiles : si un TNP passe entre nous et une étoile distante, il va induire un agrandissement de l'image de cette étoile parce que le premier agit comme une [[microlentille gravitationnelle]]. En analysant la magnitude des étoiles dans les [[Nuages de Magellan]], les données des programmes d'études EROS et MACHO ont établi une limite sur la masse des TNP : 10<sup>23</sup> – 10<sup>31</sup> kg. En observant les étoiles de la [[galaxie d'Andromède]] (M31), l'observatoire Subaru/HSC a établi une autre limite à la masse : 10<sup>19</sup> - 10<sup>24</sup> kg. Selon ces deux études, les TNP ayant ces masses ne peuvent constituer une partie notable de la matière noire<ref>{{article|langue=en 
|nom1= Tisserand|prénom1= P.
|nom2=Le Guillou|prénom2= L.
|nom3=  Afonso|prénom3= C.
|nom4=  Albert |prénom4= J. N.
|nom5=  Andersen |prénom5= J.
|nom6=  Ansari|prénom6= R.
|nom7=  Aubourg|prénom7= E.
|nom8=  Bareyre|prénom8= P.
|nom9=  Beaulieu|prénom9= J. P.
|nom10=  Charlot|prénom10= X.
|nom11=  Coutures|prénom11= C.
|nom12=  Ferlet|prénom12= R.
|nom13=  Fouqué|prénom13= P.
|nom14=  Glicenstein|prénom14= J. F.
|nom15=  Goldman|prénom15= B.
|nom16=  Gould|prénom16= A.
|nom17=  Graff|prénom17= D.
|nom18=  Gros|prénom18= M.
|nom19=  Haissinski|prénom19= J.
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|nom21=  de Kat|prénom21= J.
|nom22=  Lasserre|prénom22= T.
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|nom30=  Moniez|prénom30= M.
|titre= Limits on the Macho Content of the Galactic Halo from the EROS-2 Survey of the Magellanic Clouds
|journal= Astronomy and Astrophysics
|volume= 469|numéro= 2
|pages= 387–404
|année= 2007
|s2cid= 15389106 |doi= 10.1051/0004-6361:20066017 |bibcode=2007A&A...469..387T |arxiv=astro-ph/0607207}}</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en 
|titre=EROS and MACHO Combined Limits on Planetary Mass Dark Matter in the Galactic Halo
|journal=The Astrophysical Journal 
|volume=499 |numéro=1 |pages=L9 
|nom1=Collaboration |prénom1=EROS
|nom2=Collaboration|prénom2=MACHO
|nom3=Alves|prénom3=D.
|nom4=Ansari|prénom4=R.
|nom5=Aubourg|prénom5=É.
|nom6=Axelrod|prénom6=T. S.
|nom7=Bareyre|prénom7=P.
|nom8=Beaulieu|prénom8=J.-Ph.
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|nom14=Cook|prénom14=K. H.
|nom15=Ferlet|prénom15=R.
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|nom17=Freeman|prénom17=K. C.
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|nom30=Milsztajn|prénom30=A.
|année=1998
|arxiv=astro-ph/9803082
|s2cid=119503405
|doi=10.1086/311355 |bibcode=1998ApJ...499L...9A}}</ref>{{,}}<ref name=":0" />. Toutefois, ces limites dépendent du modèle utilisé. Des scientifiques ont calculé que si des TNP sont regroupés dans un halo dense, l'effet dû à la micro-gravitation cesse d'exister<ref name="Clesse 2017 142–147"/>. Des lois d'échelle ont été dérivées ; elles ne permettent pas de restreindre l'abondance des TNP sur la base des seules observations optiques pour des TNP d'une masse inférieure à ~10<sup>18</sup> kg<ref name=":1" />.
* Focalisation micro-gravitationnelle des supernovas de type Ia : les TNP de masse supérieure à 10<sup>28</sup> kg pourraient magnifier les [[supernova de type Ia]] (ou toute autre [[chandelle standard]]) en agissant comme [[lentille gravitationnelle]]. Cet effet serait apparent si les TNP constituaient une partie notable de la matière noire<ref>{{article|langue=en |nom1=Zumalacárregui |prénom1=Miguel |nom2=Seljak |prénom2=Uroš|s2cid=53009603|date=2018-10-01|titre=Limits on Stellar-Mass Compact Objects as Dark Matter from Gravitational Lensing of Type Ia Supernovae |journal=Physical Review Letters |volume=121 |numéro=14 |pages=141101 |doi=10.1103/PhysRevLett.121.141101 |pmid=30339429|arxiv=1712.02240|bibcode=2018PhRvL.121n1101Z}}</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en-US |url=http://news.berkeley.edu/2018/10/02/black-holes-ruled-out-as-universes-missing-dark-matter/|titre=Black holes ruled out as universe's missing dark matter|date=2018-10-02|périodique=Berkeley News|consulté le=2018-10-04 }}</ref>.
* Anisotropies dans le fond diffus cosmologique : l'accrétion de matière par les TNP à l'époque de l'[[Univers primordial]] devrait augmenter la quantité d'énergie disponible dans la substance, ce qui pourrait influencer l'évolution de la [[recombinaison (cosmologie)|recombinaison]]. Cet effet induit une signature dans la distribution statistique des anisotropies du [[fond diffus cosmologique]] (FDC). Les observations du FDC par [[Planck (télescope spatial)|Planck]] ont exclu que les TNP ayant des masses comprises entre 100 et 10<sup>4</sup> <math>M_{\odot}</math> contribuent significativement à la matière noire<ref>{{article|langue=en |nom1=Ali-Haimoud  |prénom1=Y. |nom2=Kamionkowski |prénom2=M. |s2cid=119483868 |titre=Cosmic microwave background limits on accreting primordial black holes |journal=Physical Review D |volume=95 |numéro=4 |pages=043534 |arxiv=1612.05644|année=2017 |doi=10.1103/PhysRevD.95.043534 |bibcode = 2017PhRvD..95d3534A }}</ref> pour les modèles cosmologiques les plus simples.

À l'époque de la détection par LIGO des ondes gravitationnelles émises lors de la fusion des deux trous noirs de 30 <math>M_{\odot}</math> chacun, les scientifiques ne pouvaient indiquer qu'une étendue de 10 à 100 <math>M_{\odot}</math> pour les TNP. Depuis, des scientifiques ont affirmé avoir réduit cette étendue pour les modèles cosmologiques où la masse de tous les TNP est identique en s'appuyant sur :
* L'absence de rayons X et de corrélations optiques dans les sources ponctuelles observées dans la direction du [[centre galactique]]<ref>{{article|langue=en |nom1=Gaggero |prénom1=D. |nom2=Bertone |prénom2=G. |nom3=Calore |prénom3=F. |nom4=Connors |prénom4=R. |nom5=Lovell |prénom5=L. |nom6=Markoff  |prénom6=S.  |nom7=Storm |prénom7=E.  |s2cid=38483862 |titre=Searching for primordial black holes in the X-ray and radio sky  |arxiv=1612.00457 |année= 2017 |doi=10.1103/PhysRevLett.118.241101 |pmid=28665632 |bibcode=2017PhRvL.118x1101G |volume=118 |numéro=24 |pages=241101 |journal=Physical Review Letters |url=https://pure.uva.nl/ws/files/25593822/PhysRevLett.118.241101.pdf }}</ref>.
* Le réchauffement dynamique des [[galaxie naine|galaxies naines]]<ref>{{article|langue=en |nom1=Green |prénom1=A.M. |s2cid=55740192 |titre=Microlensing and dynamical constraints on primordial black hole dark matter with an extended mass function |journal=Phys. Rev. D|date=2016 |volume=94 |numéro=6 |page=063530 |doi=10.1103/PhysRevD.94.063530 |arxiv=1609.01143 |bibcode=2016PhRvD..94f3530G}}</ref>.
* L'observation de l'amas central d'étoiles de la galaxie naine [[Éridan II]] (mais cette restriction ne tient pas si un [[trou noir intermédiaire]] se trouve au centre de cette galaxie, ce que certaines observations laissent penser)<ref>{{article|langue=en 
|nom1= Li |prénom1=T. S.
|nom2= Simon |prénom2=J. D.
|nom3= Drlica-Wagner |prénom3=A.
|nom4= Bechtol |prénom4=K.
|nom5= Wang |prénom5=M. Y.
|nom6= García-Bellido |prénom6=J.
|nom7= Frieman |prénom7=J.
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|nom10= Strigari |prénom10=L.
|nom11= Pace |prénom11=A. B.
|nom12= Balbinot |prénom12=E.
|nom13= Zhang |prénom13=Y.
|nom14= Abbott |prénom14=T. M. C.
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|nom27= DePoy |prénom27=D. L.
|nom28= Desai |prénom28=S.
|nom29= Diehl |prénom29=H. T.
|nom30= Eifler |prénom30=T. F. 
|titre=Farthest Neighbor: The Distant Milky Way Satellite Eridanus II 
|journal=The Astrophysical Journal
|volume=838 |numéro=1
|année=2016 
|page=8
|arxiv=1611.05052 |s2cid=45137837 |doi=10.3847/1538-4357/aa6113 |bibcode = 2017ApJ...838....8L |hdl=1969.1/178710 |url=http://sro.sussex.ac.uk/68039/1/__smbhome.uscs.susx.ac.uk_bw233_Desktop_Kathy%20Romer%20SRO_10.3847-1538-4357-aa6113.pdf |format électronique=Pdf}}</ref>. Si la distribution des masses des TNP est relativement dispersée, cette contrainte n'est plus conservée.
* L'effet de [[microlentille gravitationnelle]] que subissent les signaux émanant des [[quasar]]s éloignés, effet dû aux galaxies plus proches. Dans ce cas de figure, seuls 20 % de la matière galactique seraient constitués d'objets compacts de masses semblables aux étoiles<ref>{{article|langue=en |nom1=Mediavilla |prénom1=E. |titre=Limits on the Mass and Abundance of Primordial Black Holes from Quasar Gravitational Microlensing |journal=The Astrophysical Journal |volume=836 |numéro=2 |pages=L18 |nom2=Jimenez-Vicente |prénom2=J. |nom3=Munoz |prénom3=J. A. |nom4=Vives Arias |prénom4=H. |nom5=Calderon-Infante |prénom5=J. |s2cid=119418019 |arxiv=1702.00947 |année=2017 |doi=10.3847/2041-8213/aa5dab |bibcode = 2017ApJ...836L..18M }}</ref>.
* L'effet de [[microlentille gravitationnelle]] que subissent les signaux émanant de lointaines étoiles, effet dû aux amas galactiques. Dans ce cas de figure, la matière noire serait composée d'au plus 10 % de TNP ayant les masses détectées par LIGO<ref>{{article|langue=en |nom1=Diego |prénom1=Jose M. |s2cid=55811307 |titre=Dark matter under the microscope: Constraining compact dark matter with caustic crossing events  |journal=The Astrophysical Journal |volume=857 |numéro=1 |pages=25 |arxiv=1706.10281 |année=2017 |bibcode=2018ApJ...857...25D |doi=10.3847/1538-4357/aab617 |hdl=10150/627627}}</ref>.

Dans le futur, de nouvelles limites seront imposées à la suite de différentes études :
* Le télescope [[Square Kilometre Array]] (SKA) analysera les effets des TNP sur l'évolution de [[réionisation]] de l'Univers, à la suite de l'injection d'énergie dans le médium intergalactique, elle-même induite par l'accrétion de matière par les TNP<ref>{{article|langue=en |nom1=Tashiro |prénom1=H. |titre=The effect of primordial black holes on 21 cm fluctuations |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=435 |numéro=4 |pages=3001 |nom2=Sugiyama |prénom2=N. |s2cid=118560597 |arxiv=1207.6405|année=2012 |doi=10.1093/mnras/stt1493 |bibcode = 2013MNRAS.435.3001T }}</ref>.
* LIGO, VIRGO et d'autres détecteurs d'ondes gravitationnelles détecteront d'autres fusions de trous noirs, ce qui pourrait servir à établir une meilleure distribution des masses des TNP<ref name="Clesse 2017 142–147"/>. Ces détecteurs pourraient même distinguer les TNP des [[Trou noir stellaire|trous noirs stellaires]] si des trous noirs de moins de 1,4 <math>M_{\odot}</math> fusionnaient. Une autre voie serait de mesurer l'excentricité orbitale des TNP binaires<ref>{{article|langue=en |nom1=Cholis |prénom1=I. |nom2=Kovetz |prénom2=E.D. |nom3=Ali-Haimoud |prénom3=Y. |nom4=Bird |prénom4=S. |nom5=Kamionkowski |prénom5=M. |nom6=Munoz |prénom6=J. |nom7=Raccanelli |prénom7=A. |s2cid=119236439 |titre=Orbital eccentricities in primordial black hole binaries |journal=Physical Review D |volume=94 |numéro=8 |pages=084013 |arxiv=1606.07437|année=2016 |doi=10.1103/PhysRevD.94.084013 |bibcode = 2016PhRvD..94h4013C }}</ref>.
* Les détecteurs d'ondes gravitationnels, tel le [[Laser Interferometer Space Antenna]] (LISA), pourront sonder le fond stochastique des ondes gravitationnelles émises par des TNP binaires, lorsque les deux TNP se trouvent à une distance relativement grande l'un de l'autre<ref>{{article|langue=en |nom1=Clesse |prénom1=Sebastien |nom2=Garcia-Bellido |prénom2=Juan |titre=Detecting the gravitational wave background from primordial black hole dark matter|journal=Physics of the Dark Universe |arxiv=1610.08479 |année=2016 |volume=18 |pages=105–114 |doi=10.1016/j.dark.2017.10.001 |bibcode=2017PDU....18..105C }}</ref>.
* Des scientifiques ont suggéré que le passage d'un petit TNP à travers la Terre créerait une onde acoustique audible avec des appareils suffisamment sensibles<ref>{{article|langue=en |nom1=Khriplovich |prénom1=I. B. |nom2=Pomeransky|prénom2=A. A. |nom3=Produit |prénom3=N.|nom4=Ruban|prénom4=G. Yu.|s2cid=118604599|titre=Can one detect passage of a small black hole through the Earth? |journal=Physical Review D|année=2008 |volume=77 |numéro=6 |pages=064017 |arxiv=0710.3438 |doi=10.1103/PhysRevD.77.064017 |bibcode=2008PhRvD..77f4017K}}</ref>{{,}}<ref>{{lien web |langue=en |auteur1=I. B. Khriplovich |auteur2=A. A. Pomeransky |auteur3=N. Produit |auteur4= G. Yu. Ruban |titre=Passage of small black hole through the Earth. Is it detectable? |url=https://arxiv.org/abs/0801.4623 |site=ArXiv}}</ref>. À cause de sa petitesse, de sa masse largement supérieure à celle d'un [[nucléon]] et de sa grande vitesse relative, les effets de ce TNP serait minimes.
* Une autre façon de détecter un TNP serait d'observer des vagues à la surface d'une étoile. Sa densité amènerait la substance de l'étoile à vibrer<ref>{{lien web|langue=en |url=http://www.space.com/13026-dark-matter-primordial-black-holes.html |titre=Primitive Black Holes Could Shine}}</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en |titre=Transient Solar Oscillations Driven by Primordial Black Holes|journal=Physical Review Letters |volume=107 |numéro=11 |pages=111101 |doi=10.1103/PhysRevLett.107.111101 |pmid=22026654 |année=2011 |nom1=Kesden |prénom1=Michael |nom2=Hanasoge |prénom2=Shravan |s2cid=20800215 |bibcode=2011PhRvL.107k1101K |arxiv = 1106.0011 }}</ref>.
* L'observation des quasars dans la bande [[micro-onde]] pourrait révéler la présence de TNP, car ils créent une [[microlentille gravitationnelle]]<ref>{{article|langue=en |titre=Primordial black hole detection through diffractive microlensing|journal=Physical Review D |volume=97 |numéro=10 |pages=103507 |doi=10.1103/PhysRevD.97.103507 |année=2018 |nom1=Naderi |prénom1= Tayebeh |nom2=Mehrabi |prénom2=Ahmad |nom3=Rahvar |prénom3=Sohrab |s2cid=118889277 |arxiv = 1711.06312 |bibcode=2018PhRvD..97j3507N}}</ref>.

== Implications ==
L'évaporation des trous noirs primordiaux pourrait expliquer l'existence des [[sursaut gamma|sursauts gamma]]<ref name="Cline1998">{{article|langue=en |nom1=Cline|prénom1=David B.|titre=Primordial black holes and short gamma-ray bursts|journal=Physics Reports|volume=307|numéro=1-4|année=1998|pages=173–180 |doi=10.1016/S0370-1573(98)00046-5}}</ref>. Les TNP pourraient aider à résoudre le mystère de l'hypothétique [[matière noire]]<ref>{{lien web |langue=en |url=https://www.nasa.gov/feature/goddard/2016/nasa-scientist-suggests-possible-link-between-primordial-black-holes-and-dark-matter |titre=NASA Scientist Suggests Possible Link Between Primordial Black Holes and Dark Matter |date=2016-05-24 |éditeur=NASA}}</ref>{{,}}<ref>{{lien web| langue=en |url=https://phys.org/news/2019-09-primordial-black-holes-clues-dark.html |date=2019-09-17 |titre=From primordial black holes new clues to dark matter |auteur1=International School of Advanced Studies (SISSA) |éditeur=Phys.org}}</ref>{{,}}<ref>{{lien web |langue=en |url=https://www.space.com/33122-dark-matter-black-hole-connection.html |titre=Dark Matter May Be Made of Primordial Black Holes |date=2016-06-13 |auteur1=Shannon Hall |éditeur=Space.com}}</ref>, le problème du mur de domaine cosmologique de la [[théorie des cordes]] (''{{lang|en|cosmological domain wall}}'')<ref name="StojkovicFreese2005">{{Article |langue=en |nom1=Stojkovic |prénom1=Dejan |nom2=Freese |prénom2=Katherine |nom3=Starkman |prénom3=Glenn D. |titre=Holes in the walls: Primordial black holes as a solution to the cosmological domain wall problem |périodique=Physical Review D |volume=72 |numéro=4 |année=2005 |issn=1550-7998 |doi=10.1103/PhysRevD.72.045012 |arxiv = hep-ph/0505026 |bibcode = 2005PhRvD..72d5012S | s2cid = 51571886 }}.</ref> et le problème des [[Monopôle magnétique|monopôles magnétiques]]<ref>{{article|langue=en  | auteur = D. Stojkovic |auteur2=K. Freese |s2cid=119401636 | titre = A black hole solution to the cosmological monopole problem | journal = Phys. Lett. B | volume = 606 | numéro = 3–4 | pages = 251–257 | date = 2005 | doi = 10.1016/j.physletb.2004.12.019|arxiv = hep-ph/0403248 |bibcode = 2005PhLB..606..251S }} [https://arxiv.org/abs/hep-ph/0403248 ArXiv]</ref>. Puisque les TNP peuvent être de n'importe quelle taille, ils ont peut-être influencé la [[Formation et évolution des galaxies|formation et l'évolution des galaxies]].

== Théorie des supercordes ==
La [[relativité générale]] prédit que les plus petits trous noirs primordiaux (moins massifs que 1,73 10<sup>11</sup>kg) devraient être évaporés à notre époque ; toutefois, si une quatrième dimension spatiale existait – une prédiction de la [[théorie des supercordes]] – elle influencerait la façon dont la gravité agit à de petites échelles, ce qui pourrait « ralentir significativement l'évaporation »{{trad|en|slow down the evaporation quite substantially}}{{,}}<ref>{{lien web |langue=en |auteur1=Maggie McKee |année=2006 |url=http://www.newscientistspace.com/article/dn9240-satellite-could-open-door-on-extra-dimension.html |éditeur=NewScientistSpace.com |titre=Satellite could open door on extra dimension }}</ref>. Si cette hypothèse est avérée, alors des milliers de trous noirs seraient présents dans notre [[Voie lactée|Galaxie]].

== Notes et références ==
{{TradRef|url=https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Primordial_black_hole&oldid=969144306}}
=== Citations originales ===
<references group=trad responsive />

=== Notes ===
<references group=note responsive />

=== Références ===
<references responsive />

== Voir aussi ==
=== Bibliographie ===
* {{Article |langue=en |nom1=Hawking |prénom1=S. W. |lien auteur1=Stephen Hawking |titre=Particle creation by black holes |périodique=Communications In Mathematical Physics |volume=43 |numéro=3 |année=1975 |pages=199–220 |issn=0010-3616 |doi=10.1007/BF02345020}}.
*: Premier article sur l'hypothèse du [[Évaporation des trous noirs|rayonnement issu des trous noirs]]
* {{Article |langue=en |nom1=Page |prénom1=Don N. |titre=Particle emission rates from a black hole: Massless particles from an uncharged, nonrotating hole |périodique=Physical Review D |volume=13 |numéro=2 |année=1976 |pages=198–206 |issn=0556-2821 |doi=10.1103/PhysRevD.13.198}}
*: Première étude approfondie des mécanismes d'évaporation des trous noirs
* {{Article |langue=en |nom1=Carr |prénom1=B. J. |nom2=Hawking |prénom2=S. W. |titre=Black Holes in the Early Universe |périodique=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=168 |numéro=2 |année=1974 |pages=399–415 |issn=0035-8711 |doi=10.1093/mnras/168.2.399 |url=http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1974MNRAS.168..399C |format électronique=Pdf}}
*: Étudie les liens entre les trous noirs primordiaux et l'Univers primordial
* Recherches expérimentales de trous noirs primordiaux grâce à l'émission d'[[antimatière]] :
** {{Article |langue=en |nom1=Barrau |prénom1=A. |nom2=Boudoul |prénom2=G. |nom3=Donato |prénom3=F. |nom4=Maurin |prénom4=D. |nom5=Salati |prénom5=P. |nom6=Taillet |prénom6=R. |titre=Antiprotons from primordial black holes |périodique=Astronomy & Astrophysics |volume=388 |numéro=2 |année=2002 |pages=676–687 |issn=0004-6361 |doi=10.1051/0004-6361:20020313}}
** {{Article |langue=en |nom1=Barrau |prénom1=A. |nom2=Boudoul |prénom2=G. |nom3=Donato |prénom3=F. |nom4=Maurin |prénom4=D. |nom5=Salati |prénom5=P. |nom6=Stéfanon |prénom6=I. |nom7=Taillet |prénom7=R. |titre=Antideuterons as a probe of primordial black holes |périodique=Astronomy & Astrophysics |volume=398 |numéro=2 |année=2003 |pages=403–410 |issn=0004-6361 |doi=10.1051/0004-6361:20021588}}
** {{Article |langue=en |nom1=Barrau |prénom1=A. |nom2=Feron |prénom2=C. |nom3=Grain |prénom3=J. |titre=Astrophysical Production of Microscopic Black Holes in a Low–Planck‐Scale World |périodique=The Astrophysical Journal |volume=630 |numéro=2 |année=2005 |pages=1015–1019 |issn=0004-637X |doi=10.1086/432033}}
* {{lien web |langue=en |auteur1= G. Boudoul |auteur2=A. Barrau |url=https://arxiv.org/abs/astro-ph/0212225 |titre=Some aspects of primordial black hole physics |arxiv=astro-ph/0212225 |site=ArXiv |année=2002 }}
*: Conférence sur l'état des lieux 
* {{Article |langue=en |nom1=Barrau |prénom1=A. |nom2=Grain |prénom2=J. |nom3=Alexeyev |prénom3=S. |titre=Gauss–Bonnet black holes at the LHC: beyond the dimensionality of space |périodique=Physics Letters B |volume=584 |numéro=1-2 |année=2004 |pages=114–122 |doi=10.1016/j.physletb.2004.01.019 |arxiv=hep-ph/0311238}}
*: Recherche de nouvelle physique ([[gravitation quantique]]) avec l'évaporation des petits trous noirs
* {{Article |langue=en |nom1=Kanti |prénom1=Panagiota |titre=Black Holes in Theories With Large Extra Dimensions: A Review |périodique=International Journal of Modern Physics A |volume=19 |numéro=29 |année=2012 |pages=4899–4951 |issn=0217-751X |doi=10.1142/S0217751X04018324 |arxiv=hep-ph/0402168}}
*: Évaporation des [[Micro trou noir|micro trous noirs]] et dimensions supplémentaires

=== Articles connexes ===
* [[Trou noir]]
* [[Trou noir supermassif]]
* [[Observation et détection des trous noirs]]
* [[Historique des trous noirs]]

=== Liens externes ===
*« [https://www.franceculture.fr/emissions/la-methode-scientifique/la-methode-scientifique-emission-du-mardi-19-novembre-2019 Trous noirs primordiaux, ils ont réponse à tout.] », ''La Méthode scientifique'', [[France Culture]], {{date-|19 novembre 2019}}

{{Palette|Trou noir}}
{{Portail|astronomie|physique}}

[[Catégorie:Trou noir]]
[[Catégorie:Cosmologie]]