Qu'est-ce qu'un Trou noir stellaire ?
Un trou noir stellaire est ce que devient une étoile massive quand son cœur s'effondre et que plus rien ne l'arrête. Entre 3 et 150 masses solaires environ de matière tombent à l'intérieur de leur propre horizon des événements — une surface d'où même la lumière ne peut s'échapper. Il y en a probablement cent millions dans la Voie lactée.
La formation est une défaite de la résistance. La pression de dégénérescence des électrons soutient une naine blanche ; celle des neutrons et l'interaction forte soutiennent une étoile à neutrons. Au-delà d'environ 2,3 masses solaires de cœur effondré, aucune force connue ne l'emporte, et la matière tombe indéfiniment. Ce qui reste n'est plus de la matière en un sens utile, mais de la géométrie : une région d'espace-temps si fortement courbée que tout chemin dirigé vers le futur mène vers l'intérieur.
L'horizon des événements n'est pas un mur. C'est une frontière définie par l'endroit où la vitesse de libération atteint celle de la lumière ; pour un trou noir de 10 masses solaires, elle se situe à environ 30 kilomètres du centre. Rien de particulier ne se produit localement quand on la traverse : on perd simplement l'option de faire demi-tour. À l'extérieur, à 1,5 fois le rayon de l'horizon, se trouve la sphère de photons, où la lumière peut orbiter — d'où l'anneau brillant, mince comme une lame, qui épouse l'ombre dans le modèle.
Ce modèle est un vrai tracé de rayons, pas une vue d'artiste : les trajectoires lumineuses sont intégrées dans l'espace-temps courbe, si bien que le disque d'accrétion situé derrière le trou est replié par-dessus l'ombre, que les étoiles d'arrière-plan s'étirent en anneaux d'Einstein, et que le côté du disque qui s'approche est avivé par l'effet Doppler relativiste. Cygnus X-1, découvert en 1964 et objet d'un célèbre pari entre Stephen Hawking et Kip Thorne, fut le premier objet largement accepté comme tel.