Formation d'un trou noir stellaire

La formation d'un trou noir stellaire est un événement assez spécial. Le trou noir stellaire tire ses origines du cadavre d'une étoile. Pour bien comprendre la formation de ces trous noirs, observons d'abord la vie d'une étoile.

1. Formation d'une étoile.

La vie d'une étoile commence dans une nébuleuse, un gigantesque nuage de gaz et de poussière.

Voici une image assez impressionnante de la nébuleuse de la Rosette.
 Source : Astronomy Picture of the Day - 24 mars 2006

Sous l'effet de mécanismes que l'on commence à comprendre, la nébuleuse se contracte. Il se produit un effondrement et une fragmentation du nuage. La température et la densité s'en trouve ainsi donc largement augmentées. Les atomes commencent à s'entrechoquer et à se rassembler sous l'effet de la gravité, c'est la naissance d'une protoétoile. Lorsque la température atteint un niveau suffisant, l'hydrogène pourra alors subir une réaction nucléaire de fusion. Deux atomes d'hydrogène fusionnent et donnent du deutérium, qui fusionne avec un autre atome d'hydrogène pour former du tritium. Deux atomes de tritium fusionnent ensuite pour libérer deux atomes d'hydrogène et un atome d'hélium. Cette série de réactions libère l'énergie qui alimente une étoile. Voici un schéma qui illustre cette série de réactions.

Cette série de réactions, en libérant de l'énergie, produit une force qui tente de faire prendre de l'expansion à l'étoile. Mais, l'expansion sera contrecarrée par la force de gravité de l'étoile. Lorsque ces deux forces opposées se balancent, l'étoile devient stable; elle amorce sa vie dans ce que l'on nomme séquence principale. La durée de cette séquence dépend de la quantité d'hydrogène dans l'étoile.

2. Mort d'une étoile.

Lorsque l'étoile a épuisé tout son hydrogène, la série de réactions de fusion cesse et la température chute brutalement. L'équilibre qui était établi entre les forces de gravité et la force de réaction de l'hydrogène prend fin. La gravité provoque alors l'effondrement des parois de l'étoile vers son centre. La température du noyau augmente subitement tandis que les couches extérieures de l'étoile prennent de l'expansion à cause de la chaleur émise par le noyau. Elle passe en phase de géante rouge.

La suite des événements est déterminée par la masse de l'étoile.

N.B. Les masses exprimées ici sont en unités de masses solaires (1Ms = 1,9891×10³⁰ kg)

    2.1. Masse intermédiaire (inférieure à 8Ms)

    Après la phase de géante rouge, l'étoile continuera de grossir tout en éjectant de l'hélium pour devenir une supergéante, jusqu'à ce qu'elle ne soit plus capable de maintenir sa forme sphérique. Toutes les couches externes de l'étoile sont alors expulsées par la lumière émise par le noyau et ils forment une nébuleuse planétaire.

    Le noyau restant continue de se contracter. La force pousse les électrons à se rapprocher des noyaux des atomes. La matière ainsi restante est dite dégénérée. Si la masse restante de l'étoile est inférieure à 1,4Ms, l'étoile ne pourra plus se contracter d'avantage. L'étoile morte restante est appelée une Naine Blanche. N'ayant plus aucune source d'énergie, elle épuisera son énergie pendant des dizaines de milliards d'années, jusqu'à devenir une naine noire, ce qui n'existe pas encore dans notre jeune univers.

    2.2. Étoiles massives (supérieures à 8Ms)

    Une étoile ayant une très grande masse évoluera d'une façon légèrement différente d'une étoile à masse intermédiaire. Après la phase de géante rouge, la contraction du noyau aura lieue comme pour une étoile intermédiaire, mais la force de gravité sera tellement élevée que les électrons, au lieu de tourner autour du noyau, entrent dans le noyau et se combinent aux protons pour créer des neutrons. La grande perte de volume qui s'en suit provoquera une énorme explosion que l'on nomme supernova. Ce qui reste du noyau peut évoluer en deux objets différents :

    2.2.1. Étoile à neutrons

    La force de répulsion nucléaire entre les neutrons permettra de combattre la force de gravité intense du noyau. Le restant est appelé une étoile à neutrons.

    2.2.2. Trou Noir Stellaire

    Si la force de gravité est très intense (si la masse du noyau de la supernova dépasse 3Ms), alors la force de gravité l'emportera sur la force de répulsion nucléaire. Il en résulte un trou noir : la matière se contracte infiniment vers le centre du noyau, jusqu'à ce que la matière se concentre en un point unique, de volume théorique nul et de densité infinie. Par contre, on ne peut vraiment prédire le comportement de la matière passé un certain point de densité, qui correspond à la limite de Planck. C'est pourquoi on ne peut que faire des suppositions quant à ce qui se produit avec la matière au centre d'un trou noir.