[ gravité quantique ]
Le rayonnement de Hawking : pourquoi les trous noirs s'évaporent
6 min de lectureMis à jour le 8 octobre 2026
1974 : un trou noir n'est pas tout à fait noir
Au début des années 1970, Jacob Bekenstein propose qu'un trou noir possède une entropie proportionnelle à l'aire de son horizon. Stephen Hawking est d'abord sceptique : un objet qui a une entropie devrait avoir une température, donc rayonner, ce qu'un trou noir ne peut pas faire. En 1974, en ajoutant la mécanique quantique au calcul, il découvre qu'un trou noir rayonne bel et bien, exactement comme un corps chaud.
D'où vient ce rayonnement ?
En physique quantique, le vide n'est pas rien : il est parcouru de fluctuations. Près de l'horizon, la courbure de l'espace-temps est telle que le vide vu par un observateur lointain ne coïncide plus avec le vide local. Résultat : loin du trou noir, on reçoit un flux de particules au spectre parfaitement thermique. L'énergie emportée est prélevée sur la masse du trou noir, qui diminue.
Une température qui dépend de la masse
Plus le trou noir est massif, plus il est froid. Un trou noir de la masse du Soleil est à environ 6 × 10⁻⁸ kelvin, bien plus froid que le rayonnement fossile de l'Univers à 2,7 K : il absorbe plus d'énergie qu'il n'en émet. Seuls des trous noirs de moins de 60 % de la masse de la Lune environ seraient aujourd'hui plus chauds que leur environnement.
L'évaporation
En perdant de la masse, le trou noir devient plus chaud, rayonne plus fort et perd sa masse encore plus vite. Sa durée de vie croît comme le cube de sa masse : environ 10⁶⁷ ans pour une masse solaire. Des trous noirs primordiaux d'environ 10¹¹ à 10¹² kg, s'ils existent, finiraient de s'évaporer à notre époque ; les télescopes à rayons gamma les cherchent, sans succès jusqu'ici.
ApprofondirLa durée de vie, en formule
Le facteur M³ explique les écarts vertigineux : diviser la masse par mille divise la durée de vie par un milliard. Inclure les autres particules émises raccourcit un peu la durée, sans changer les ordres de grandeur.
Essayez
Le Soleil ne deviendra jamais un trou noir : il est trop léger.
- Rayon de l'horizon
- 2,95 km
- Diamètre 5,91 km, de l'ordre de Paris intra-muros
- Température de Hawking
- 6,17 × 10⁻⁸ K
- plus froid que le fond diffus cosmologique (2,7 K) : il absorbe plus qu'il n'émet
- Durée de vie par évaporation
- 2,1 × 10⁶⁷ ans
- 1,5 × 10⁵⁷ fois l'âge de l'Univers
- Spaghettification (100 g sur 2 m)
- Avant l'horizon
- à 810 km du centre, bien avant l'horizon : vous seriez détruit avant d'entrer.
Durée calculée en ne comptant que l'émission de photons ; inclure les autres particules raccourcit un peu la durée.
Pourquoi c'est un problème
Un rayonnement thermique ne transporte aucune trace de ce qui est tombé dans le trou noir. Si le trou noir s'évapore complètement, où est passée l'information ? Hawking pose la question en 1976 ; elle occupe la physique théorique depuis. C'est le paradoxe de l'information.
Questions fréquentes
Le rayonnement de Hawking a-t-il été observé ?
Pas autour d'un vrai trou noir : pour un trou noir stellaire, il est des milliards de fois plus faible que le rayonnement fossile qui baigne l'Univers. Des expériences d'analogues en laboratoire (fluides, atomes ultrafroids) reproduisent le mécanisme, mais ce ne sont pas des trous noirs.
Un trou noir peut-il disparaître ?
En théorie oui, en s'évaporant. Mais un trou noir de la masse du Soleil mettrait environ 10⁶⁷ ans, bien plus que l'âge actuel de l'Univers (1,38 × 10¹⁰ ans). Aujourd'hui, les trous noirs connus grossissent plus qu'ils ne s'évaporent.
Pourquoi les petits trous noirs sont-ils plus chauds ?
La température de Hawking est inversement proportionnelle à la masse. Un trou noir de la masse d'un astéroïde serait à plus de 10¹¹ kelvins et s'évaporerait de plus en plus vite, jusqu'à une ultime bouffée d'énergie.
L'image des paires de particules est-elle juste ?
C'est une métaphore que Hawking utilisait lui-même pour vulgariser. Le calcul réel décrit un champ quantique dans un espace-temps courbe : le vide vu par un observateur lointain n'est pas le même que le vide près de l'horizon, et cette différence apparaît comme un rayonnement thermique.
Sources
- Jacob Bekenstein (1973), Black holes and entropy, Physical Review D 7, 2333
- Stephen Hawking (1974), Black hole explosions?, Nature 248, 30
- Stephen Hawking (1975), Particle creation by black holes, Communications in Mathematical Physics 43, 199
- Stephen Hawking (1976), Breakdown of predictability in gravitational collapse, Physical Review D 14, 2460
Pour continuer
- Paradoxe de l'information →Un trou noir détruit-il l'information ? Le paradoxe de Hawking, la courbe de Page interactive et les « îlots » de 2019.
- Calculateur →Choisissez une masse et obtenez le rayon de l'horizon, la température de Hawking, le temps d'évaporation et l'entropie du trou noir.
- Les trous noirs →Comment naît un trou noir, quels types existent, de Gaia BH1 à M87*, et comment on les a photographiés et entendus.
- Glossaire →Horizon, singularité, sphère de photons, courbe de Page, ER = EPR : les termes clés définis simplement.