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Les trous noirs stellaires naissent à la suite de l'effondrement gravitationnel des étoiles supermassives. Il existe plusieurs types d'étoiles, qui sont généralement classées selon leur luminosité : la Classification MKK nous renseigne sur les étoiles d'une masse comprise entre 1/10ème et 10x fois celle du soleil. Parmi elles, certaines sont intéressantes dans l'étude des trous noirs, car on sait qu'elles finissent par s'éteindre graduellement, après avoir transformé la totalité de leur hélium en carbone, et qu'elles subsistent à l'état de résidus souvent très denses.
En 1940, Oppenheimer a démontré que si une étoile se contracte jusqu'à stopper complètement ses fusions nucléaires, aucun retour en arrière n'est alors possible. Autrement dit, la force gravitationnelle (la plus faible des quatre forces) l'emporte, par empilement successif de masses. (Théoriquement, le volume de l'étoile devrait se réduire à 0 au terme de ce processus, tandis que sa gravité de surface augmenterait sans limite ; Albert Einstein a cependant écrit un article démontrant que ce cas de figure était impossible.)
Ainsi, quand une étoile a épuisé son carburant nucléaire, l'équilibre entre la gravité et la pression de radiation est rompu, et elle s'effondre. Pour que le résidu stellaire donne à terme un trou noir, il doit répondre à des critères de masse précis, qui dépendent de la masse stellaire initiale. La limite de Chandrasekhar définit la masse limite d'une étoile pour sa transformation en naine blanche ; cette limite vaut 1,44 masses solaires (Mo). Cependant, pour qu'une étoile devienne un trou noir, sa masse doit être encore plus grande, ceci pour la simple raison que dans le cas de futurs naines blanches, la contraction du résidu s'arrête, une stabilité étant établie entre les forces gravitationnelles et nucléaires.
La masse limite supérieure, au-delà de laquelle une étoile ne pourra pas trouver d'équilibre durant son effondrement, est établit à 3,2 Mo. A partir de ce seuil, l'effondrement ne peut pas être arrêté par la pression de dégénérescence des électrons (naine blanche) ou des neutrons (étoile à neutrons), et un trou noir est créé (voir évolution stellaire.)
Au lieu de résulter d'un effondrement, certaines trous noirs pourraient également être créés par compression et accrétion de matière, ceci sous l'effet d'une pression externe extrême. De tels trous noirs s'appellent encore trous noirs primordiaux. Les scientifiques considèrent que les énormes pressions nécessaires pour créer les trous noirs primordiaux pourraient avoir existé au tout début de l'univers, lors du Big Bang et que, par conséquent, de tels corps stables seraient rares : soit d'une taille très importante, soit de petites tailles ; si la première possibilité semble devoir être écarté au fur et à mesure des découvertes (aucune observation ne l'a confirmé), la seconde amènerait à considérer des trous noirs aux masses plus petites que celle du soleil.
Trous noirs stellaires
Trous noirs supermassifs