LES TROUS NOIRS


 




2)  La mort d'une étoile

2.1. La fin des réactions nucléaires

En règle générale, la mort d'une étoile s'amorce quand elle a consommé environ 20 % de ses réserves d'hydrogène.
                

  Remarque: Cet hydrogène est d'autant plus vite consommé que la masse de l'étoile est grande : l'énergie nécessaire pour compenser la gravité sera énorme et l'hydrogène (ainsi que les autres éléments) sera consommé très rapidement

Durant 90 % de la vie d'une étoile, l'hydrogène seul subit une fusion nucléaire pour former de l'hélium, constituant ainsi une force de radiation s'opposant à la gravité. Cependant, une fois ayant consommé environ 20 % de ses réserves d'hydrogène, le noyau d'hélium au centre de l'étoile commence à devenir assez conséquent ; quand il atteint une certaine masse, il se contracte et se réchauffe. De nouvelles réactions s'amorcent alors : l'hélium va fusionner en carbone, et dans une moindre proportion en oxygène, néon et magnésium.

Ces nouvelles réactions entraînent l'étoile dans une nouvelle (et bien plus brève) phase de sa vie, durant laquelle la fusion de l'hélium dégagera une très grande quantité d'énergie, sous forme de pression de radiation, qui va faire gonfler les couches externes de l'étoile. Ce gonflement, en éloignant et donc en refroidissant les couches externes, donnera une couleur rouge à l'étoile : celle-ci est devenue une géante rouge.

Géante rouge
(source : Science&Vie Hors-série La Voie Lactée)


  Remarques :      si la masse de l'étoile est inférieure à 0.5 masse solaire, sa gravité ne sera pas assez  importante pour amorcer la fusion de l'hélium : l'étoile deviendra un astre mort nommé naine brune (ou naine à hélium)
           
                           si sa masse est supérieure à 8 masses solaires, on parlera non plus de géante mais de super-géante rouge.

        La succession des réactions nucléaires continue au cours de la mort de l'étoile et ira d'autant plus loin que l'étoile est lourde : le carbone fusionne en magnésium, sodium, néon, puis l'oxygène en soufre, phosphore, silicium. Pour les étoiles supermassives la température peut être portée à 5 milliards de degrés, et le silicium peut fusionner en fer.

Mais il arrive un moment où malgré l'enchaînement des réactions nucléaires, l'élément du coeur demande, pour compenser l'incroyable gravité, une force d'une telle intensité qu'elle ne peut plus être fournie par la fusion nucléaire (via la pression de radiation) : le noyau de l'étoile se contracte encore plus.
C'est la fin des réactions nucléaires; d'autres forces vont devoir maintenant entrer en jeu.

2.2. Après la fin des réactions nucléaires

C'est l'astrophysicien indien Subramanyan Chandrasekhar qui élucida le premier ce qui se passait après le stade géante rouge.

Nous avons vu qu'à la mort de l'étoile le noyau de celle-ci se contractait, faute de carburant, sous l'effet de sa propre gravité. Plus le noyau se contracte et plus ses atomes se rapprochent , et plus ses atomes se rapprochent, plus les électrons des différents atomes risquent de se rencontrer.
C'est ici qu'une nouvelle force entre en jeu : la  pression de dégénerescence !

Qu'est-ce que la pression de dégénerescence? C'est une force de pression qui vient s'opposer à la gravité. Elle découle du célèbre principe d'exclusion de Pauli que l'on pourrait exprimer ainsi : "deux particules semblables ne peuvent exister dans le même état".
Ce qui signifie qu'elles ne peuvent pas occuper ensemble la même position ni avoir la même vitesse: si des particules sont vraiment très proches, elles devront avoir des vitesses très différentes, et ne resteront donc pas longtemps ensemble.

Exemple : pour des électrons : Le principe de Pauli interdit à deux électrons d'être dans le même état quantique, qui est caractérisé par le spin et le niveau d'énergie de l'électron (qui correspond à son orbitale autour du noyau atomique). Pour ne pas trouver deux électrons dans le même état quantique, les atomes de la matière ne peuvent donc pas se rapprocher indéfiniment.

Plus la gravité rapproche les électrons, et plus ceux-ci s'esquivent à des vitesses rapides, créant une pression de dégénérescence de plus en plus forte. Cette pression permet de s'opposer a la gravité et de stopper l'effondrement.

C'est ici que la masse de l'étoile va déterminer son destin : sera-t-elle naine blanche, étoile à neutrons, ou aura-t-elle le prestige de devenir trou noir?

                                                                                                                     

Il y a en effet une limite au principe d'exclusion (et donc a la pression de dégénérescence): les électrons ne peuvent aller plus vite que la vitesse de la lumière.
C'est ce qu'on appelle la limite de Chandrasekhar : elle vaut 1,44 masse solaire. C'est la masse maximale d'une étoile morte dont la pression de dégénerescence des électrons contrebalance la gravitation. Une telle étoile est appelée une naine blanche.

Notre Soleil, par exemple, à la fin de sa vie (c'est-à-dire dans 4.5 milliards d'années), deviendra géante rouge puis naine blanche. Il s'arrêtera à ce stade, la force de gravitation de sa masse totalement compensée par le principe d'exclusion de Pauli appliqué aux électrons de ses atomes. Sa matière, appelée matière électronique dégénérée, atteindra des densités de 1 tonne par centimètre cube!

 
Mais que se passe-t-il si la masse de l'étoile est supérieure à 1.44 masse solaire?

     

La pression de dégénerescence des électrons ne vas pas constituer une force d'une intensité suffisante pour contrebalancer la gravité.
L'étoile va donc continuer sa contraction, brisant le principe d'exclusion de Pauli appliqué aux électrons, du fait des conditions extrêmemnt élevées de pression.
Les électrons se rapprochent alors de plus en plus du noyau, et lorsqu'ils sont à la portée de l'interaction forte, ils fusionnent avec les protons pour donner des neutrons. La force qui s'oppose à la gravité est ici encore la pression de dégénérescence, mais cette fois-ci appliquée aux neutrons.
On dit que cette étoile est formée de matière baryonique dégénérée; elle est en fait constituée uniquement de neutrons, collés les uns aux autres, ce qui lui fait atteindre des densités inimaginables de 100 millions de tonnes par centimètre cube.

Remarque : une telle densité est en fait celle du neutron. En effet, un atome est constitué majoritairement de vide, l'essentiel de sa masse étant concentrée dans le noyau dont la taille représente moins de 1 % de celle de l'atome. La densité globale de la matière est donc bien plus faible que celle du noyau.

Cette étoile morte est appelée étoile à Neutrons.

Remarque : Pour une géante rouge , il est très rare d'aboutir à une étoile à neutrons car il faut que la masse totale de son noyau soit supérieure a 1.4 masse solaire, ce qui est peu probable pour une étoile de moins de 8 masses solaires. La majorité des étoiles à neutrons sont issues de super-géantes rouges.


 
Schéma-bilan :


Principe d'exclusion

En haut, la représentation d'un atome dans son état normal.
Au milieu, la matière dans une naine blanche. La répulsion entre les électrons est la seule garante de la stabilité de la matière.
En bas, la matière dans une étoile à neutrons. Les protons ont absorbé les électrons; seule la répulsion entre neutrons permet la stabilité de l'étoile.

 

 


I Approche des trous noirs selon la théorie de la gravitation universelle de Newton

1) Vitesse de libération

2) Rayon de Schwarzschild

3) Forces de marées

II Comment se forment les trous noirs

1) Cycle de vie d'une étoile

2) Mort d'une étoile

3) Les différentes voies menant aux trous noirs

III Caractéristiques des trous noirs

1) Ralentissement du temps à proximité d'un trou noir

2) Effet Doppler : normal et relativiste

3) Structure d'un trou noir

IV Preuves de l'existence des trous noirs

1) Troisième Loi de Kepler

2) Emission de rayons X et rayons gamma

3) Les ondes gravitationnelles

V Hypothèses en suspens

1) Evaporation des trous noirs

2) Trous blancs et trous de ver

3) Trous noirs primordiaux

VI Relativité Générale

1) La Relativité Restreinte

2) Trous noirs et Relativité

VII Conclusion

1) Conclusion

2) Bibliographie

3) Me contacter

4) Remerciements

VIII Index

1) Index

II Comment se forment les trous noirs