Notes sur la fin des étoiles en astronomie: trou noir, Notes de Astronomie
Caroline_lez
Caroline_lez9 January 2014

Notes sur la fin des étoiles en astronomie: trou noir, Notes de Astronomie

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Notes d'astronomie sur la fin des étoiles en astronomie: trou noir. Les principaux thèmes abordés sont les suivants: La fin des étoiles les plus massives, les étoiles à neutrons, a physique de Newton, la relativité génér...
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La fin des étoiles en astronomie : Trou

noir

La vitesse de libération de la Terre est définie comme la vitesse initiale qu'un corps doit

posséder afin de pouvoir échapper à l'attraction gravitationnelle de notre planète. Elle est

d'environ 11 kilomètres par seconde. Ainsi, pour envoyer une sonde vers une autre planète, il

est nécessaire de la lancer au moins avec cette vitesse. Sinon, l'engin ne peut pas s'échapper,

soit il retombe sur Terre, soit il se retrouve en orbite autour de notre planète tel un satellite. On

peut de la même façon définir une vitesse de libération pour n'importe quel corps céleste, en

particulier une étoile. Par exemple, pour le Soleil, elle est de 620 kilomètres par seconde.

Comme nous l'avons vu, lorsqu'une étoile massive arrive en fin de vie, elle s'effondre sur elle-

même. La gravité à sa surface augmente alors fortement et il est de plus en plus difficile de lui

échapper. La vitesse de libération de l'étoile devient donc de plus en plus grande. Mais cela

continue-t-il indéfiniment ? C'est là le problème que Pierre Simon de Laplace fut le premier à

considérer, à la fin du XVIIIe siècle. Que se passe-t-il si la vitesse de libération d'un corps est si

grande qu'elle atteint celle de la lumière ?

Le trou noir XTE J1550-564 observé par l'observatoire dans les rayons X Chandra. Ce trou noir fait

partie d'un système binaire et sa compagne, une étoile ordinaire, perd peu à peu son gaz qui vient

former un disque autour du trou noir. Ce gaz est chauffé par friction, atteint des températures de

plusieurs millions de degrés et va périodiquement émettre des jets de particules très énergétiques

perpendiculairement au disque. Ces trois images prises en août 2000, mars et juin 2002 montrent le

trou noir au centre et deux jets de particules qui s'éloignent à la moitié de la vitesse de la lumière.

Crédit : NASA/CXC/M.Weiss

La fin des étoiles les plus massives

Pour l'astronomie moderne, un tel corps n'est plus du domaine de la spéculation, mais de celui

de la réalité. Nous avons vu que les naines blanches ont une masse nécessairement inférieure à

1,4 fois celle du Soleil. De la même façon, les étoiles à neutrons ne peuvent pas être

constituées d'une quantité arbitraire de matière. La pression de dégénérescence des neutrons

n'est capable de supporter qu'un corps de moins de trois masses solaires. Or, il n'y a pas de

raison qu'un résidu stellaire ne puisse dépasser cette limite. L'étude des différents processus de

perte de matière montre qu'une étoile de masse supérieure à 40 fois celle du Soleil conduit,

après l'explosion finale, à un résidu dont la masse est supérieure à cette limite.

Dans ce cas, lors de l'effondrement final, les neutrons sont incapables de résister à la force de

gravitation. Le résidu ne s'arrête pas au stade d'étoile à neutrons mais continue de s'effondrer.

Lorsque sa taille atteint la vingtaine de kilomètres, la densité et la gravité de l'étoile atteignent

des valeurs si grandes que la vitesse de libération atteint effectivement celle de la lumière.

Evidemment, dans ces conditions extrêmes, la physique de Newton ne donne pas de résultats

fiables. Il faut faire appel à la relativité générale pour décrire l'astre qui se forme. La théorie

d'Einstein montre alors que la déformation de l'espace-temps autour du résidu est telle que

rien, pas même la lumière, ne peut plus s'échapper. L'étoile est désormais impossible à

observer, elle ne se manifeste plus que par d'intenses perturbations de l'espace-temps dans

son voisinage. L'étoile est devenue un trou noir.

La disparition se produit au moment où le rayon de l'étoile atteint une valeur critique, le rayon

de Schwarzschild, qui est fonction de la masse de l'étoile. Ce rayon définit en quelque sorte la

surface du trou noir. Il correspond à la distance à laquelle la lumière n'est plus capable de

s'échapper et où la communication avec notre univers devient impossible. Le résidu stellaire

quant à lui, une fois le rayon de Schwarzschild dépassé, continue à se contracter jusqu'à

finalement atteindre un état de densité infinie, une singularité, où l'espace et le temps sont

infiniment distordus.

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