Cet historique des trous noirs traite de la partie historique relative à la découverte et la compréhension des trous noirs.
: idées newtoniennes de trou noir L'histoire des trous noirs est directement liée à la question de savoir si la lumière a une masse, ou, en d'autres termes, si la lumière peut être influencée par la gravité comme une particule de matière. Au , la nature de la lumière est controversée. Selon Newton, elle est de nature corpusculaire, alors que pour Huygens, elle est de nature ondulatoire, dépourvue de masse. La finitude de la vitesse de la lumière étant connue, ainsi que la notion de vitesse de libération (vitesse limite à partir de laquelle un objet se libère de la gravité d'un corps), on est conduit, dans le cas d'une lumière corpusculaire, éventuellement dotée d'une masse, à concevoir un corps si massif que la vitesse de libération serait supérieure à la vitesse de la lumière. Dans ce contexte, les trous noirs peuvent être considérés comme un exemple typique de paradoxe où conduit une théorie poussée à sa limite.
En effet, en 1783, le révérend John Michell, géologue et astronome amateur anglais, expose dans un article envoyé à la Royal Society le concept d'un corps si massif que même la lumière ne pourrait s'en échapper. Il écrit alors dans son article :
Il expliquait que bien que ces corps soient invisibles, ils devaient provoquer des effets gravitationnels décelables :
La thèse de Michell très abstraite ne reçoit alors aucun écho.
Il faut attendre 1796 pour que le marquis Pierre-Simon de Laplace, mathématicien, philosophe et astronome passionné par la mécanique céleste et la gravitation redécouvre cette idée. Il écrivait dans son livre Exposition du Système du Monde :
Il présente sa thèse devant l'auditoire de l'Académie des sciences, mais les physiciens restent sceptiques sur les chances d'existence d'un tel objet. Ainsi nait le concept du trou noir mais la démonstration mathématique de Laplace semble fantaisiste aux yeux des astronomes. En outre, les expériences de Young et de Fresnel conduisent les physiciens à rejeter la nature corpusculaire de la lumière dans la première moitié du .
Laplace cesse de faire figurer cette notion de trou noir à partir de la troisième édition de son livre Exposition du système du Monde en 1808.
Le trou noir retombe donc dans l'obscurité durant plus d'un siècle. Il réapparait au , lorsque Albert Einstein publie sa théorie de la relativité générale.
Première moitié du : émergence de l'idée de trou noir en relativité générale En 1915, Albert Einstein publie une nouvelle théorie de la gravitation, la relativité générale. Dans cette théorie, la gravitation s'identifie à des propriétés de l'espace, dont la structure est modifiée par la présence de matière. L'espace n'est plus une entité absolue, mais une structure souple déformée par la matière. L'écoulement du temps est également affecté par la présence de matière.
La complexité des équations de la relativité générale était telle qu'Einstein lui-même était sceptique quant à la possibilité que l'on puisse en trouver des solutions exactes. Cependant, quelques mois à peine après la publication de sa théorie, le physicien allemand Karl Schwarzschild trouve une solution de cette équation décrivant le champ gravitationnel extérieur d'une distribution de masse à symétrie sphérique §100. Cependant, cette solution peut être (au moins formellement) étendue même en l'absence de matière. Il existe toujours un champ gravitationnel se comportant de façon similaire à celui de la gravitation universelle, mais au centre l'endroit où se trouvait la distribution de matière apparaît ce qui est aujourd'hui appelé une singularité gravitationnelle, où le champ gravitationnel devient infini. Cette configuration, aujourd'hui connue pour décrire un trou noir, était considérée comme non physique par Einstein. Elle comportait également une zone entourant la singularité gravitationnelle où certaines quantités décrivant le champ gravitationnel n'étaient plus définies (les coordonnées spatio-temporelles devenant physiquement incohérentes sous le rayon de Schwarzschild. en utilisant une nouvelle solution, les coordonnées de Painlevé-Gullstrand : il s'agit d'un horizon des événements, dont il n'est possible de quitter l'intérieur une fois que l'on y a pénétré.
À la fin des années 1920, le physicien indien Subrahmanyan Chandrasekhar montre qu'au-delà d'une certaine masse (appelée depuis limite de Chandrasekhar) un objet astrophysique qui n'est pas le siège de réactions nucléaires (une naine blanche) s'effondre sur lui-même sous l'effet de sa propre gravité, car aucune force ne peut contrarier l'effet de la gravitation. Le résultat de cet effondrement n'est pas décrit avec précision par Chandrasekhar, mais correspond à un trou noir. Arthur Eddington, convaincu que quelque chose arrête inévitablement cet effondrement, s'oppose vivement aux arguments de Chandrasekhar lors d'une controverse restée célèbre (voir Masse maximale des naines blanches et la controverse avec Eddington). En fait, on sait aujourd'hui que l'effondrement d'une naine blanche donne naissance à une supernova de type Ia, mais le raisonnement de Chandrasekhar est par contre valable pour une étoile à neutrons, dont l'existence n'était pas avérée à l'époque de ces travaux.
En 1939, après que l'existence des étoiles à neutrons eut été prédite par Fritz Zwicky, Robert Oppenheimer et Hartland Snyder calculent qu'il existe une masse maximale aux étoiles à neutrons, au-delà de laquelle elles s'effondrent sous l'effet de leur gravité. Cette même année, Albert Einstein publie un article dans lequel il montre que la « singularité de Schwarzschild » n'a pour lui aucun sens physique. Il écrit : Ces considérations seront par la suite réfutées à la fin des années 1960 par un ensemble de travaux auquel les noms de Stephen Hawking et de Roger Penrose sont fortement associés, les théorèmes sur les singularités.
La signification physique du rayon de Schwarzschild et de la zone intérieure ne pourra être mieux comprise qu'avec la découverte d'autres solutions exactes (métrique de Lemaître en 1938, métrique de Kruskal-Szekeres en 1960) des équations d'Einstein ; mais c'est David Finkelstein qui, en 1958, explicitera la signification physique de cette zone à l'aide des coordonnées d'Eddington-Finkelstein §102.
Seconde moitié du : la théorie des trous noirs prend forme L'intérêt pour les trous noirs reprend à la fin des années 1950 lors de ce qui s'est appelé l'âge d'or de la relativité générale.
Le mathématicien néo-zélandais Roy Kerr trouve en 1963 une solution décrivant un trou noir en rotation (dit trou noir de Kerr), dont l'effet est d'entraîner l'espace environnant dans son mouvement de rotation.
La découverte des pulsars (forme observable des étoiles à neutrons) en 1967 puis du premier candidat trou noir (Cygnus X-1) en 1971 font entrer les trous noirs dans le champ de l'astronomie. Le terme de trou noir est proposé par John Wheeler en 1967. Le terme d'« étoile noire » (utilisé dans un des premiers épisodes de la série Star Trek) était également utilisé à l'époque. Le terme tarde à s'imposer dans certains pays. En France, le terme de « trou noir » ne provoque guère d'enthousiasme en raison de sa connotation sexuelle douteuse. Le terme d'« astre occlus » lui est un temps préféré, en hommage à Laplace. Le terme anglais entre finalement dans l'histoire et est traduit mot pour mot dans toutes les langues.
Depuis la fin du , les observations de systèmes astrophysiques qui sont considérés comme contenant un trou noir s'accumulent. Dans notre galaxie, on découvre plusieurs microquasars : SS 433, GRS 1915+105, GRO J1655-40, 1A 0620-00 Une vingtaine de systèmes binaires sont connus à ce jour contenant un trou noir stellaire. Leur existence est principalement déduite grâce à la possibilité, dans une étoile binaire de déterminer les masses des deux composantes. Si l'une de ces masses dépasse la limite d'Oppenheimer-Volkoff qui fixe la masse maximale d'une étoile à neutrons, alors que l'objet est invisible, celui-ci est considéré comme un trou noir.
Début du : détections de trous noirs
Alors que depuis 1992 ou 1993 les détecteurs LIGO et Virgo ont été mis en construction, il faut attendre 2015 pour que des trous noirs soient observés par le biais de leurs ondes gravitationnelles : GW150914. Les observations sont conformes aux calculs faits par les ordinateurs à partir des équations d'Einstein pour des cas de trous noirs binaires.
Dates importantes vignette|droite|Portrait d'Ole Rømer par Jacob Coning (vers 1700). vignette|droite|Portrait d'Isaac Newton par Godfrey Kneller (1689).
1676 : Ole Rømer montre pour la première fois que la lumière se propage à une vitesse finie.
1728 : publication, à Londres, du , édition en anglais des d'Isaac Newton dans laquelle apparaît, pour la première fois, l'expérience de pensée dite du canon de Newton qui met en évidence les vitesses limites aujourd'hui connues comme la vitesse de satellisation minimale et la vitesse de libération. 1783 : dans le cadre de la théorie corpusculaire de la lumière, John Michell énonce la première notion de trou noir newtonien (appelées « Étoiles foncées ») (en se servant des lois de Newton de la gravitation). Cependant, l'intervention de Michell en 1784, abstraite et très théorique, devant l'auditoire de la Royal Society of Cambridge, resta sans réponse. 1794-1796 : indépendamment de Michell, Pierre-Simon de Laplace propose la notion de « corps obscur » qui apparaît dans les deux premières éditions de son Exposition du Système du Monde, aussi appelée « astre obscur ».
1810 : l'impossibilité, pour la lumière, de s'échapper d'une étoile de grande taille est mentionnée par François Arago dans une communication à l'Académie des Sciences en 1810, qui ne sera publiée qu'en 1853. 1854 : publication posthume du tome premier de l'Astronomie populaire de François Arago qui utilise l'expression trou noir pour décrire l'anneau de la nébuleuse de la Lyre. 1868 : dans Les Enfants du capitaine Grant, Jules Verne emploie l'expression trou noir pour décrire une région du ciel austral particulièrement dénuée d'étoiles. Dans l'édition anglaise de 1876, trou noir est traduit par black hole.
Années 1910 1915 : Albert Einstein publie, pour la première fois, l'équation du champ, équation fondamentale de la relativité générale. 1916 : Karl Schwarzschild trouve la première solution exacte à l'équation d'Einstein. Sa solution, connue comme la métrique de Schwarzschild, comporte deux singularités : l'une en et l'autre en . Elle permet de décrire un trou noir, connue comme le trou noir de Schwarzschild de masse quelconque, de charge électrique nulle et de moment cinétique nul. 1916-1918 : Hans Reissner et Gunnar Nordström trouvent la solution exacte à l'équation d'Einstein décrivant un trou noir possédant une charge électrique, par la suite appelé trou noir de Reissner-Nordström. 1917 : Johannes Droste obtient la même solution que Karl Schwarzschild.
Années 1920 1923 : George Birkhoff prouve que la métrique de Schwarzschild est une solution exacte de l'équation du champ. 1924 : Arthur Eddington propose un système de coordonnées, aujourd'hui connues comme les coordonnées d'Eddington-Finkelstein, qui met en évidence que la singularité en de la métrique de Schwarzschild est une singularité de coordonnées.
Années 1930 1930 : Subrahmanyan Chandrasekhar calcule la masse maximale d'une naine blanche : la limite de Chandrasekhar. Elle vaut 1,44 fois la masse solaire, soit 3 × 10 kg. Au-delà, l'objet ne peut supporter son propre poids. 1932 : Georges Lemaître propose un système de coordonnées, aujourd'hui connues comme les coordonnées de Lemaître qui confirme que la singularité en de la métrique de Schwarzschild est une singularité de coordonnées. 1939 :