C'est l'étude de l'évolution des étoiles qui a conduit les astronomes au concept du trou noir. Dès 1796, Laplace, dans son Exposition du système du monde, envisageait l'existence d'étoiles totalement invisibles parce que dotées d'une masse et d'une densité suffisantes pour retenir prisonnière leur propre lumière. Trop audacieuse pour l'époque, cette hypothèse est devenue plausible au début du siècle avec la théorie de la relativité et les conceptions modernes sur la nature de la lumière.

Pendant la majeure partie de sa vie, une étoile est alimentée en énergie par des réactions thermonucléaires. Celles-ci engendrent une force, due à la pression gazeuse et à la pression de radiation, capable de s'opposer à la gravitation, qui tend à rassembler la matière au centre de l'étoile. Quand le combustible nucléaire est épuisé, cet équilibre est rompu : l'étoile s'effondre sur elle-même. Au fur et à mesure de sa contraction, sa matière est de plus en plus fortement comprimée et acquiert une densité colossale.

Théorie

Dans un premier stade, les atomes se brisent et cèdent la place à un gaz de noyaux et d'électrons. Mais les électrons résistent à un trop grand rapprochement. Si la masse de l'étoile est inférieure à 1,4 masse solaire, cette résistance des électrons parvient à stopper définitivement la contraction. Le résultat final est une naine blanche : un astre de la taille de la Terre, mais dont la matière, au centre, pèse jusqu'à 100 t/cm³. Si l'étoile a une masse initiale comprise entre 1,4 et 3,2 masses solaires, sa contraction se poursuit jusqu'à un stade plus avancé : elle continue jusqu'à ce que les électrons se soient fondus aux protons des noyaux pour donner un gaz de neutrons. On obtient une étoile à neutrons, dont le diamètre n'excède pas une vingtaine de kilomètres, mais dont la matière peut peser jusqu'à 100 millions de t/cm³. Enfin, si la masse de l'étoile est supérieure à 3,2 masses solaires, aucun phénomène n'est susceptible d'arrêter sa contraction, et celle-ci se poursuit indéfiniment : il se forme alors un trou noir.

Tel est du moins le processus que prévoit la théorie élaborée voici quarante ans par le physicien américain J. Robert Oppenheimer et son élève George M. Volkov, alors qu'on ne connaissait encore que les naines blanches. L'idée d'un effondrement gravitationnel infini heurte évidemment nos concepts, et il est impossible de concevoir l'état physique de la matière qui en résulte. Mais la découverte des pulsars, en 1967 (Journal de l'année 1968-69), a apporté la confirmation de l'existence des étoiles à neutrons ; l'hypothèse des trous noirs s'en est trouvée renforcée, et c'est alors qu'a véritablement débuté la chasse à ces objets étranges.

Sources

Si les trous noirs échappent, par définition, à toute observation, on peut néanmoins espérer les détecter par leurs effets. Ainsi, dans le cas d'un système binaire, si l'une des composantes est un trou noir, elle doit aspirer littéralement la matière de son compagnon et s'entourer d'un disque d'accrétion de gaz et de poussières. Portée à des températures considérables, pouvant approcher le milliard de degrés, la matière qui se déverse dans le trou noir se signalera alors par des émissions intenses de rayonnement X. Plusieurs sources de rayons X identifiées ces dernières années grâce à des satellites (absorbé par l'atmosphère terrestre, leur rayonnement n'est pas détectable depuis le sol) se prêtent particulièrement à cette hypothèse : Cygnus X-1, Circinus X-1 et Persei X.

Tête d'épingle

L'effondrement des étoiles massives n'est peut-être pas la seule voie conduisant aux trous noirs. En 1971, l'Anglais Stephen Hawking, de l'université de Cambridge, a suggéré l'existence de mini-trous noirs créés par des hétérogénéités de matière lors de la formation de l'Univers, dans l'hypothèse où celui-ci aurait connu une explosion primordiale. Les plus gros, de dimensions bien inférieures à celles d'une tête d'épingle, parcourraient encore l'Univers en tous sens, tandis que les plus petits se seraient déjà « évaporés ».