Fimographie de Elisa Maggio

Trou noir de Schwarzschild

En astrophysique, le trou noir de Schwarzschild est, par définition, un trou noir : de masse M {\displaystyle M} strictement positive : M > 0 {\displaystyle M>0} ; dont la charge électrique Q {\displaystyle Q} est nulle : Q = 0 {\displaystyle Q=0} ; dont le moment cinétique J {\displaystyle J} est nul : J = 0 {\displaystyle J=0} , c'est-à-dire qui n'est pas en rotation ; dont la singularité gravitationnelle est ponctuelle ; dont l'horizon des événements est une hypersurface de rayon R h {\displaystyle R_{h}} égal au rayon de Schwarzschild R s {\displaystyle R_{s}} : R h = R s {\displaystyle R_{h}=R_{s}} ; dont l'ergosphère est confondue avec l'horizon des événements, de sorte qu'il n'existe pas d'ergorégion. Plus formellement, c'est le trou noir obtenu en résolvant l'équation d'Einstein de la relativité générale, pour une masse immobile, sphérique, qui ne tourne pas et sans charge électrique. La métrique satisfaisant à ces conditions est alors appelée la métrique de Schwarzschild. Le trou noir de Schwarzschild s'interprète comme l'« état fondamental » — c'est-à-dire comme l'« état de plus basse énergie possible » — d'un trou noir de masse donnée. Il représente l'état final d'un trou noir de Kerr de l'ergorégion duquel toute l'énergie de rotation aurait été extraite par processus de Penrose,,.