LES TROUS NOIRS


 


II Comment se forment les trous noirs

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

3) De l'agonie au trou noir

Que se passe-t-il pour les super-géantes rouges? Celles-ci évoluent en supernovas de type II, ce qui signifie qu'elles explosent en fin de vie en raison de la densité extrême de leur noyau de fer.

En effet, quand celui-ci entre en contraction, la matière environnante vient rebondir dessus, puis se détendre ensuite d'un seul coup pour donner lieu à une énorme explosion, soufflant toutes les couches externes  de l'étoile et ne laissant que le noyau.

 


Légende : Une étoile géante fabrique de multiples atomes avant d'arriver au fer. Mais ce coeur de fer est incompressible (1). Résultat : l'effondrement de l'étoile est stoppé net et une onde de choc se propage du coeur vers l'extérieur (2). L'étoile explose et expulse gaz, atomes et photons vers l'espace, tandis que le coeur s'effondre sur lui-même : c'est la supernova (3).

L'avenir du noyau dépend, comme on l'a vu, de sa masse :
           
               Si sa masse est inférieure à 1.4 masses solaires , il devient une naine blanche.
               Si sa masse du noyau est comprise entre 1.4 et 3.2 masses solaires, il deviendra une étoile à neutrons.


Et si le noyau a une masse supérieure à 3.2 masse solaire ? La force de dégénérescence appliquée aux neutrons est alors insuffisante pour compenser la gravité. Une fois de plus, le principe de Pauli va être violé, du fait de l'incroyable force de gravité mise en jeu!

Pour les étoiles très massives , il est en effet courant que la masse du noyau soit supérieure à 3.2 masses solaires.
La répulsion entre neutrons ne suffit pas à contrer la gravité et le noyau se contracte indéfiniment, jusqu'à ce que son rayon devienne inférieur au rayon de Schwarzchild.
Cette limite ( 3.2 masse solaire) s'appelle limite d'Oppenheimer-Volkoff.
Elle exprime le fait que tout corps ayant une masse supérieure à 3.2 masses solaires , sans autres forces que la pression de dégénérescence pour compenser sa propre gravité, s'effondrera pour donner un trou noir. Plus rien ne subsistera du cadavre stellaire si ce n'est un point infiniment petit et contenant toute la masse du noyau.


Schéma-bilan :


Schéma bilan

Le rayon critique est la limite à partir de laquelle se crée un trou noir. Il vaut 9/8 du rayon de Schwarzschild, car c'est alors qu'est vaincue la force répulsive entre neutrons (limite d'Oppenheimer-Volkoff).. On remarque qu'en règle générale, les astres les plus susceptibles de former un trou noir se situent près de cette limite.