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D'habitude, un trou noir est un abîme avec un puits ponctuel en son centre, où la densité est infinie et tout se brise. Einstein et Schwarzschild ont décrit ce scénario. Mais l'infini est un signe que la théorie a trébuché. Le nouveau modèle tend à faire du trou noir un tourbillon avec un fond sûr : l'entonnoir devient soudainement lisse comme un miroir. On tombe, et au lieu d'être déchiqueté, on se dépose doucement dans un vide tranquille. Cela est obtenu grâce à une frontière interne particulière où l'attraction disparaît. Elle maintient la courbure de l'espace-temps à un niveau acceptable. Plus cette frontière est petite, plus la transition est douce. La masse interne n'explose pas jusqu'à l'infini, mais se fige à une valeur finie — c'est la clé pour comprendre la nature quantique des trous noirs et unifier la gravité avec le monde microscopique. Un retournement surprenant : la courbure à l'intérieur dépend à peine de la masse totale du trou. Un géant peut être aussi doux à l'intérieur qu'un nain.

Résumé original

tel que rédigé par les auteurs, en anglais arXiv:2605.15576

We construct a static spherically symmetric regular black hole with a Minkowski core, and a degenerate inner horizon with vanishing surface gravity. The spacetime contains a non-extremal outer horizon and exhibits two notable features. Firstly, in the large-mass regime with $$r_+=2M$$, the Kretschmann scalar becomes nearly independent of the ADM mass and is mainly controlled by the inner horizon radius $$r_-$$, so that the curvature of spacetime remains sub-Planckian everywhere by choosing $$r_-$$ appropriately. Secondly, the near inner horizon amplification is softened from exponential to power-law behavior. In particular, within the double-null shell and Ori models, the internal Misner-Sharp mass remains finite at late times and approaches $$r_-/2$$.