Trou noir stellaire

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
Aller à : navigation, rechercher
Page d'aide sur l'homonymie Pour les articles homonymes, voir Trou noir (homonymie).
Article général Pour un article plus général, voir Trou noir.

Un trou noir stellaire résulte de l'effondrement d'une étoile massive sur elle-même. Cet effondrement se manifeste directement par l'apparition d'une supernova, possiblement associée à un sursaut gamma. Un tel trou noir a une masse comprise entre trois et cinq masses solaires au minimum, le plus massif connu (en 2001) ayant une masse de 14 masses solaires. Les principaux progéniteurs de trous noirs stellaires par effondrement sont les étoiles Wolf-Rayet.

Effondrement[modifier | modifier le code]

On peut envisager un trou noir d'une masse quelconque, en se basant uniquement sur la loi de l'attraction universelle telle qu'énoncée par Newton. Toutefois, plus la masse est faible, plus la matière doit être confinée pour former un trou noir, qui est en théorie infiniment dense. On ne connaît en fait aucun processus naturel à même d'engendrer un trou noir inférieur à environ 1,5 fois la masse du Soleil, ce qui est dû à la nature des différentes forces intervenant dans l'effondrement gravitationnel.

L'effondrement d'une étoile massive sur elle-même est un processus quasi-inévitable. Il pourrait être théoriquement évité dans le cas d'étoiles très massives (120 masses solaires initialement) qui ont une grande métallicité, impliquant un fort vent stellaire qui fait perdre à l'étoile trop de masse pour qu'elle puisse s'effondrer par la suite. À la fin de sa vie nucléaire, l'étoile se contracte sous l'effet de la gravité de sa propre matière.

Si la masse de l'étoile est inférieure à la limite de Chandrasekhar (1,44 masses solaires), l'étoile mourante deviendra une naine blanche. Tandis que pour une étoile de masse supérieure, mais néanmoins plus petite que la limite d'Oppenheimer-Volkoff (3,2 masses solaires), c'est une étoile à neutrons qui sera le produit final. Au-delà de cette limite, la gravité n'est plus contrebalancée par la pression de dégénérescence des électrons (comme pour la naine blanche), ni par celle des protons (pour l'étoile à neutrons). Dans ce cas, l'effondrement est inéluctable, et l'objet se transforme en singularité.

Un trou noir stellaire se définit par trois propriétés : sa masse, sa charge électrique et son moment angulaire (le spin). On pense que les trous noirs existants ont un moment angulaire, mais l'observation qui viendrait le confirmer n'a pas encore été faite. Dans l'absolu, le moment angulaire d'un trou noir stellaire est celui de l'étoile qui l'a engendré.

Système binaire à rayons X[modifier | modifier le code]

Les trous noirs dans des systèmes binaires serrés sont observables indirectement par le transfert de matière qui s'effectue depuis leurs compagnons stellaires. Un disque d'accrétion se forme autour du trou noir. Ce disque peut provoquer l'apparition de jets relativistes qui semblent parfois avoir une vitesse supraluminique (c'est en fait un effet de projection). L'énergie dégagée par l'échauffement de la matière sur le disque d'accrétion (qui atteint des températures de plusieurs milliers de millions de degrés) provoque un fort rayonnement X. On parle alors de binaires à rayons X. L'étude du mouvement orbital du système, ainsi que la détermination de son angle d'inclinaison, permettent de calculer les masses des deux composantes et ainsi celle du trou noir.

Les systèmes binaires à rayons X sont aussi appelés microquasars, en allusion aux quasars qui sont eux des galaxies avec un trou noir supermassif au centre. Pourtant, même si les échelles de temps et de températures sont différentes, il semblerait que la physique des microquasars et des quasars soit la même. D'où l'intérêt de bien comprendre les microquasars, bien plus accessibles aux échelles humaines de temps d'investigation que leurs parents galactiques. Parmi les exemples les plus fameux de microquasars, on trouve GRS 1915+105 et GRO J1655-40.

Liste de trous noirs stellaires[modifier | modifier le code]

Référence[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]