|
formation
la plus générale, trous noirs stellaires.
Une étoile est un gigantesque "réacteur"
à fusion nucléaire. La fusion est
une réaction au cours de laquelle deux noyaux
légers fusionnent pour former des noyaux
plus lourds. L'énergie que l'étoile
rayonne provient des réactions de fusion
qui transforment l'Hydrogène en Hélium
et l'Hélium en Carbone. Les étoiles
sont à l'origine de la synthèse des
éléments lourds existant dans l'Univers.
Si la masse d'une étoile est supérieure
à 0.1 fois la Masse Solaire, la température
centrale est assez élevée pour déclencher
les réactions nucléaires qui transforment
l'Hydrogène en Hélium. Lorsque l'Hydrogène
est épuisé au centre de l'étoile,
la température du noyau augmente. Quand elle
atteint 100 Millions de degrés, la combustion
de l'Hélium s'amorce.
La rapidité de l'évolution dépend
de la masse : plus celle-ci est grande, plus la
vie de l'étoile est courte. Après
avoir consommé tout son combustible, la température
chute brutalement, l'étoile se contracte.
Les couches externes rebondissent sur le noyau et
l'étoile explose en Supernova, comme nous
pouvons le voir sur cette vidéo.
Cette explosion disperse les gaz de l'étoile
dans l'Univers et donne une nouvelle nébuleuse.
.
La répulsion entre neutrons ne suffit pas
et le noyau se contracte Infiniment et peut dépasser
le rayon de Schwarzchild. Cette limite s'appelle
limite d'Oppenheimer-Volkoff. Elle dit que tout
corps ayant une masse supérieur 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. Ce trou noir est problématique
car en théorie , la contraction est sensé
ne jamais s'arrêter et donc donner lieu a
une singularité de volume nul et de densité
infinie
Il arrive que, bien que le noyau d'une étoile
se soit stabilisé en naine blanche ou en
étoile à neutrons, il capture de la
matière extérieure. Les cas les plus
courants sont des systèmes binaires comportant
une étoile à neutrons et une géante
rouge en orbite l'une autour de l'autre. La géante
rouge perd peu à peu ses couches externes
et il arrive que l'étoile a neutrons capte
par gravité le gaz perdu par le compagnon.
Or, lorsqu'il y a compression de la matière
captée autour du compagnon, tout se déroule
en fait comme une supernova de type II : une grosse
explosion laissant intact le noyau. Ce scénario
peut se répéter des dizaines de fois
c'est le phénomène des Novae. Mais
si la géante rouge expulse brusquement une
grosse partie de ses couches externes vers l'étoile
à neutrons et que celle ci la capte par gravité,
il suffit que ce nouvel apport de matière
soit suffisamment gros pour faire franchir la limite
de 3.2 masses solaires.
avec Rs est le Rayon de Scwarzschild, G est la
constante gravitationnelle, m est la masse du noyau
et c est la vitesse de la lumière.
Un trou noir stellaire s’est formé.
Théoriquement, la contraction du noyau continue
jusqu’à ce que le volume devienne nul
et la densité infinie
Les mécanismes assez complexes
d'évolution des étoiles sont importants
a comprendre pour la formation des trous noirs,
mais ce ne sont pas les seuls et , bien, que les
trous noirs stellaires soient majoritaires dans
l'espace , il existe d'autres types de trous noirs
que nous verrons dans la prochaine partie. En ce
qui concerne le nombre de trous noirs stellaires,
la majorité se formerait après une
supernova de type II, et on sait que leur taux de
formation est d'environ 1/100 ans par galaxie moyenne
(taille de la voie lactée) une fraction notable
produit des trou noirs
|
