Quels sont certains types de trous noirs?

Les diamants sont pour toujours. Ils peuvent être très durs, mais ils sont assez rigides et se briseront comme du verre s'ils sont frappés assez fort. À haute température, ils peuvent être fondus et les bijoutiers utilisent régulièrement des outils en acier pour couper le diamant.

Le plus proche de tout objet physique compact qui devient éternel est le trou noir. Reste de l’effondrement d’une étoile géante, les trous noirs sont intouchables. Ils ont la même masse que leur étoile parente, poussés dans une zone habituellement traitée comme un point de dimension zéro. Les étoiles peuvent mourir par supernovae ou par collision avec d'autres étoiles - les trous noirs ne peuvent pas.

Les trous noirs s’évaporent très lentement au fil du temps en raison d’un phénomène appelé rayonnement de Hawking, du nom de Stephen Hawking, qui l’a postulé pour la première fois. Le temps nécessaire à l'évaporation d'un trou noir de masse égale à celle du Soleil est d'environ 10 ⁶⁷ ans, ce qui est presque aussi éternel que tout ce que cet univers peut obtenir. Les trous noirs supermassifs mettent beaucoup plus de temps à s'évaporer. Celles-ci seront présentes pendant plus de siècles qu'il n'y a de particules dans l'univers.

Selon le "théorème No Hair", tout trou noir peut être caractérisé de manière exhaustive par trois variables seulement: la masse, le moment cinétique et la charge électrique. Pour simplifier, nous pouvons appeler ces masse, spin et charge.

Dans la variable de masse, il existe deux catégories principales de trous noirs: les trous noirs de masse solaire, entre environ 2,5 et 20 masses solaires, et les trous noirs supermassifs, entre cent mille et plusieurs dizaines de milliards de masses solaires. Des trous noirs de masse solaire se forment lorsque des étoiles géantes s'effondrent après une supernova. Des trous noirs supermassifs se forment au centre de disques d'accrétion de la taille d'une galaxie. Les astronomes pensent que presque toutes les galaxies ont des trous noirs centraux, y compris la Voie lactée, notre galaxie, dont le trou noir central a déjà été localisé.

Le moment angulaire, ou spin, à ne pas confondre avec la variable de spin en mécanique quantique, a à voir avec la vitesse de rotation du trou noir. La plupart des trous noirs tournent très rapidement car ils conservent tout le moment angulaire de leur étoile mère, mais sont condensés dans un espace beaucoup plus petit. Cela ressemble à la manière dont une patineuse accélère sa vitesse de rotation lorsqu'elle se rapproche de ses bras. Les trous noirs rotatifs sont appelés trous noirs de Kerr.

La dernière variable utilisée pour décrire les trous noirs est la charge. Très peu de trous noirs ont une charge appréciable, car la force électromagnétique est plusieurs fois plus puissante que la gravité, empêchant tout objet chargé de s'effondrer du fait de sa propre répulsion. Imaginez que vous essayez de presser deux aimants de la taille d'une étoile sur les côtés, avec la même orientation magnétique, en n'utilisant que la gravité comme force de compression. Cela ne peut pas être fait. Les trous noirs chargés sont connus sous le nom de trous noirs de Reissner-Nordström ou de Kerr-Newman, respectivement non rotatifs et rotatifs.

Les trous noirs non rotatifs et non chargés sont appelés trous noirs de Schwarzschild.