Les diamants sont pour toujours. Ils peuvent être très durs, mais ils sont assez rigides et se briseront comme du verre s’ils sont frappés assez fort. À des températures élevées, ils peuvent fondre et les bijoutiers utilisent régulièrement des outils en acier pour tailler le diamant.
Le trou noir est ce qui se rapproche le plus d’un objet physique compact pour être éternel. Vestiges de l’effondrement d’une étoile géante, les trous noirs sont fondamentalement intouchables. Ils ont la même masse que leur étoile mère, poussés dans une zone qui est généralement traitée comme un point de dimension zéro. Les étoiles peuvent mourir à cause de supernovae ou de collisions avec d’autres étoiles – les trous noirs ne le peuvent pas.
Les trous noirs s’évaporent très lentement avec le temps en raison d’un phénomène appelé rayonnement de Hawking, du nom de Stephen Hawking, qui l’a postulé le premier. La durée nécessaire à l’évaporation d’un trou noir de masse égale à celle du Soleil est d’environ 1067 ans, ce qui est à peu près aussi proche de l’éternité que n’importe quoi dans cet univers peut l’être. Les trous noirs supermassifs mettent beaucoup, beaucoup plus de temps à s’évaporer. Celles-ci existeront pendant plus de siècles qu’il n’y a de particules dans l’univers.
Selon le « théorème No Hair », tout trou noir ne peut être caractérisé de manière exhaustive que par trois variables : la masse, le moment cinétique et la charge électrique. Pour simplifier, nous pouvons les appeler masse, spin et charge.
Dans la variable de masse, il existe deux grandes catégories de trous noirs : les trous noirs de masse solaire, entre 2.5 et 20 masses solaires environ, et les trous noirs supermassifs, entre une centaine de milliers et des dizaines de milliards de masses solaires. Des trous noirs de masse solaire se forment lorsque des étoiles géantes s’effondrent après une supernova, des trous noirs supermassifs se forment au centre de disques d’accrétion de la taille d’une galaxie. Les astronomes pensent que presque toutes les galaxies ont des trous noirs centraux, y compris la Voie lactée, notre galaxie, dont le trou noir central a déjà été identifié.
Le moment angulaire, ou spin, à ne pas confondre avec la variable de spin en mécanique quantique, est lié à la vitesse de rotation du trou noir. La plupart des trous noirs tournent très rapidement, car ils conservent tout le moment cinétique de leur étoile mère, mais condensé dans un espace beaucoup plus petit. Ceci est similaire à la façon dont un patineur accélère sa vitesse de rotation lorsqu’il rapproche ses bras. Les trous noirs en rotation sont appelés trous noirs de Kerr.
La dernière variable utilisée pour décrire les trous noirs est la charge. Très peu de trous noirs ont une charge appréciable, car la force électromagnétique est plusieurs fois plus puissante que la gravité, empêchant tout objet chargé de s’effondrer par auto-répulsion. Imaginez essayer de presser ensemble deux aimants de la taille d’une étoile sur les côtés avec la même orientation magnétique, en n’utilisant que la gravité comme force de compression. Cela ne peut pas être fait. Les trous noirs chargés sont connus sous le nom de trous noirs de Reissner-Nordström ou de Kerr-Newman, qui sont respectivement non rotatifs et rotatifs.
Les trous noirs non rotatifs et non chargés sont connus sous le nom de trous noirs de Schwarzschild.