Fimographie de Matt Kerr

Trou noir de Kerr

En astrophysique, un trou noir de Kerr, ainsi désigné en l'honneur du mathématicien néozélandais Roy Kerr, est un trou noir en rotation et dépourvu de charge électrique. Plus précisément : de masse M {\displaystyle M} strictement positive : M > 0 {\displaystyle M>0} ; dont le moment cinétique J {\displaystyle J} n'est pas nul : J ≠ 0 {\displaystyle J\neq 0} , c'est-à-dire qui est en rotation axiale ; dont la charge électrique Q {\displaystyle Q} est nulle Q = 0 {\displaystyle Q=0} ; dont l'horizon des événements est en rotation rigide,. D'après la conjecture de calvitie, proposée par John Wheeler, il est un des quatre types théoriques de trous noirs. Il est décrit, dans le cadre de la relativité générale, par la métrique de Kerr, une solution exacte de l'équation d'Einstein du champ de gravitation dans le vide, découverte par Roy Kerr en 1963, ; elle ne dépend que des deux paramètres m {\displaystyle m} et a {\displaystyle a} ,, c'est-à-dire la masse M = m {\displaystyle M=m} et le moment cinétique J = M a c {\displaystyle J=Mac} ,. L'espace-temps dont la métrique de Kerr décrit la géométrie a quatre dimensions ; il est vide mais courbe bien qu'asymptotiquement plat ; il est stationnaire et à symétrie axiale. La métrique de Kerr ne décrit un trou noir qu'avec m ≥ a {\displaystyle m\geq {a}} ,. La métrique de Schwarzschild correspond au cas particulier a = 0 {\displaystyle a=0} de celle de Kerr,. Le trou noir extrémal que celle-ci décrit correspond au cas limite m = a {\displaystyle m=a} , ; la température de Hawking d'un tel trou noir est nulle. Avec m < a {\displaystyle m