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Il existe, dans la classification scientifique actuelle, plusieurs types de trous
noirs. Les trous noirs stellaires sont ceux qui résultent de l'explosion puis de l'effondrement d'une étoile massive sur
elle-même; les mini-trou noirs primordiaux; les trous noirs supermassifs résultant de l'accrétion successives d'étoiles ou de
corps stellaires divers. Ces trois catégories sont regroupées sous le nom de trous noirs galactiques.
Enfin, les trous noirs sont classés en deux catégories en fonction de leur géométrie et de leur dynamique : les trous noirs statiques (trou noir de Schwarzschild) et les trous noirs en rotation (trou noir de Kerr). Les premiers semblent extrêmement rares et leur détection est difficile, car ils n'ont que des interactions superficielles avec le milieu stellaire ; les seconds sont les plus aisément détectables en raison de leur disque d'accrétion et le jets de forte énergie.
Les trous noirs stellaires naissent à la suite de l'effondrement gravitationnel des étoiles supermassives. Il existe plusieurs types d'étoiles, qui sont généralement classées selon leur luminosité : la classification MKK nous renseigne sur les étoiles d'une masse comprise entre 1/10e et 10x fois celle du soleil. Parmi elles, certaines sont intéressantes dans l'étude des trous noirs, car on sait qu'elles finissent par s'éteindre graduellement, après avoir transformé la totalité de leur hélium en carbone, et qu'elles subsistent à l'état de résidus souvent très denses.
En 1940, Oppenheimer a démontré que si une étoile se contracte jusqu'à stopper complètement ses fusions nucléaires, aucun retour en arrière n'est alors possible. Autrement dit, la force gravitationnelle (la plus faible des quatre forces) l'emporte, par empilement successif de masses. (Théoriquement, le volume de l'étoile devrait se réduire à 0 au terme de ce processus, tandis que sa gravité de surface augmenterait sans limite ; Albert Einstein a cependant écrit un article démontrant que ce cas de figure était impossible.)
Ainsi, quand une étoile a épuisé son carburant nucléaire, l'équilibre entre la gravité et la pression de radiation est rompu, et elle s'effondre. Pour que le résidu stellaire donne à terme un trou noir, il doit répondre à des critères de masse précis, qui dépendent de la masse stellaire initiale. La limite de Chandrasekhar définit la masse limite d'une étoile pour sa transformation en naine blanche ; cette limite vaut 1,44 masses solaires (Mo). Cependant, pour qu'une étoile devienne un trou noir, sa masse doit être encore plus grande, ceci pour la simple raison que dans le cas de futurs naines blanches, la contraction du résidu s'arrête, une stabilité étant établie entre les forces gravitationnelles et nucléaires.
La masse limite supérieure, au-delà de laquelle une étoile ne pourra pas trouver d'équilibre durant son effondrement, est établie à 3,2 Mo. À partir de ce seuil, l'effondrement ne peut pas être arrêté par la pression de dégénérescence des électrons (naine blanche) ou des neutrons (étoile à neutrons), et un trou noir est créé (voir évolution stellaire.)
En 1971 Stephen Hawking avança l'hypothèse que le phénomène de Big Bang aurait dispersé dans l'espace des mini-trous noirs d’une masse d’environ 109 tonnes et de la taille d'un proton ainsi que des trous noirs plus massifs et de la taille d'une montagne. Des trous noirs aussi massifs que dix millions de soleil pouvaient également résider au centre des galaxies, ce qui expliquerait l'intense énergie émise par les radiogalaxies et les quasars.
Au lieu de résulter d'un effondrement, certains trous noirs pourraient également être créés par compression et accrétion de matière, ceci sous l'effet d'une pression externe extrême. De tels trous noirs s'appellent encore trous noirs primordiaux. Les scientifiques considèrent que les énormes pressions nécessaires pour créer les trous noirs primordiaux pourraient avoir existé au tout début de l'univers, lors du Big Bang et que, par conséquent, de tels corps stables seraient rares : soit d'une taille très importante, soit de petite taille ; si la première possibilité semble devoir être écartée au fur et à mesure des découvertes (aucune observation ne l'a confirmée), la seconde amènerait à considérer des trous noirs aux masses plus petites que celle du soleil.
