Stephen Hawking — le rayonnement qui défait les trous noirs

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On répète qu’un trou noir ne laisse rien s’échapper. En 1974, un physicien de trente-deux ans, déjà cloué dans un fauteuil, a montré le contraire : les trous noirs brillent, faiblement, puis s’évaporent. C’est la seule formule de la physique où se rencontrent la gravitation d’Einstein, la mécanique quantique et la thermodynamique — et elle porte son nom.

Un homme et un sursis

Stephen Hawking naît à Oxford en 1942. Diagnostiqué à vingt et un ans d’une maladie de Charcot qu’on lui donne deux ans à vivre, il travaillera un demi-siècle de plus, jusqu’en 2018, occupant à Cambridge la chaire lucasienne qui fut celle de Newton. Sa thèse, soutenue en 1966, applique à l’Univers entier un résultat qu’il vient d’aider à démontrer : rembobinez l’expansion, et vous tombez sur une singularité initiale.

La collision inévitable

Ce résultat, il l’obtient avec Roger Penrose. Penrose avait prouvé en 1965 qu’un effondrement gravitationnel produit fatalement une singularité ; ensemble, en 1970, ils étendent le théorème à la cosmologie tout entière. Ce ne sont pas des conjectures : ce sont des théorèmes, vrais dans le cadre de la relativité générale. La singularité n’est pas un accident de calcul, c’est une conséquence forcée. Établi

Le rayonnement qui porte son nom

En mars 1974, une note de deux pages dans Nature, au titre prudemment interrogatif — « Black hole explosions? » — renverse l’idée reçue. En traitant les champs quantiques au bord de l’horizon des événements, Hawking trouve qu’un trou noir émet un rayonnement thermique, comme un corps chauffé. Plus il est petit, plus il est chaud : un trou noir microscopique finit sa vie dans une bouffée d’énergie. L’article complet paraît l’année suivante dans Communications in Mathematical Physics. Le résultat déroute d’abord — dès juillet 1974, Davies et Taylor publient une réfutation, elle aussi terminée par un point d’interrogation — mais il tient. La prédiction est aujourd’hui un pilier de la physique théorique. Établi

Un mot de prudence, pourtant : ce rayonnement n’a jamais été observé pour un trou noir réel. Il est bien trop faible pour les astres massifs. Ce qu’on teste en laboratoire, ce sont des analogues — jamais l’astre lui-même. Spéculatif

Quatre lois pour un objet noir

Un an plus tôt, en 1973, avec James Bardeen et Brandon Carter, Hawking avait énoncé les « quatre lois de la mécanique des trous noirs » — un décalque troublant des lois de la thermodynamique, où la surface de l’horizon joue le rôle de l’entropie. On croyait l’analogie formelle. Le rayonnement de 1974 la rend littérale : si le trou noir a une température, alors sa surface est une entropie — c’est l’entropie de Bekenstein-Hawking. C’est la porte d’entrée de toute la physique moderne des trous noirs. Établi

Cinquante ans plus tard, l’une de ces lois vient de céder : le récit de sa chute.

Le pari qu’il a perdu

Reste une énigme que Hawking lui-même a ouverte : si un trou noir s’évapore complètement, qu’advient-il de l’information tombée dedans ? La mécanique quantique interdit qu’elle disparaisse ; son calcul de 1974 semblait dire qu’elle disparaît. En 1997, il parie avec John Preskill qu’elle est bel et bien perdue. En 2004, il concède le pari. Mais concéder n’est pas résoudre : la question — comment l’information ressort — reste l’un des grands chantiers ouverts de la physique, et nourrit encore murs de feu, îlots d’entropie et holographie. Débattu

L’Univers sans bord

Dans les années 1980, avec James Hartle, Hawking propose que l’Univers n’ait pas eu de commencement au sens ordinaire : en « temps imaginaire », il serait fini mais sans frontière, comme la surface d’une sphère n’a pas de bord. L’idée est belle, mathématiquement précise — et invérifiable en l’état. Elle reste une proposition, pas un fait. Spéculatif

Le rayonnement de Hawking est établi comme prédiction théorique, non comme observation. Le paradoxe de l’information qu’il a soulevé demeure ouvert : sa pastille restera débattue tant qu’aucun mécanisme ne fera consensus. C’est la marque d’un grand physicien — laisser derrière soi plus de questions fécondes que de réponses closes.