Bonjour, aujourd'hui en expliquant comment ce formait un trou noir à qlq'un je me suis "emmêlé" et en "dénouent" le noeud je me suis fais une réflexion qui me semble probable mais ça m'étonnerait que les physiciens etc n'ai pas déjà pensé à ça. bref, nous savons qu'une petite étoile forme à sa mort une étoile à neutron qui est extrêmement Massive par rapport à ça petite taille, et nous savons qu'une grosse étoile forme à sa mort un trou noir qui a une force de gravité capable même d'engloutir la lumière. Et si un trou noir était enfaite tout simplement une étoile à neutron assez massive pour avoir une force de gravité capable d'engloutir tous?

Bonjour 

La formation d'une étoile à neutron ou d'un trou noir vas dépendre de la taille de l'étoile qui va s'effondrer. Entre 2 et 5 masses solaire, on va avoir une étoile à neutron. Plus lourd que 8 masses solaire, on aura directement un trou noir.

Ce qui défini un trou noir est la vitesse de libération. Un trou noir est un astre dont la vitesse de libération est supérieur à la vitesse de la lumière. La lumière ne s'échappe pas d'un trou noir car le puis gravitationnel fait perdre toute son énergie en essayant de s'y échapper.

Dans le cadre d'un trou noir, il nous manque un modèle de gravitation quantique (ceux qui est l'enjeu de la théorie des cordes ou de la théorique de la gravitation quantique à boucle) pour comprendre ce qui se passe vraiment à l'intérieur.

Tout ça pour dire, que le trou noir est un stade et l'étoile à neutron en est un autre. 

Par ailleurs, une étoile qui s'effondre, peux très bien atteindre le premier stade d'étoile à neutrons. Si cette étoile est assez massive, les particules éjectées par l'étoile à neutrons peuvent retomber. Ce qui augmente la masse de l'étoile à t-elle point qu'elle obtient une masse critique qui la transformera en trou noir ( un autre stade ). Ou encore, si une étoile à neutrons percute une autre étoile à neutrons, ou bien même si elle récupère de la matière qui passait par la, cela peux former un trou noir. 

C'est la même chose que de parler de d'étoile naine, géante, super-géante, naine blanche trou noir etc... Ce sont des "étoiles" à des stades et masses différentes. Ce ne sont que des "boules de matière". 

une "petite étoile" en fin de vie ne devient pas une étoile à neutrons mais ce que l'on appelle une naine blanche. (Notre soleil finira  ainsi dans 4 à 5 milliards d'années ). 

La masse initiale de l'étoile doit être supérieure à plusieurs masses solaires pour qu'elle devienne une étoile à neutrons , de l'ordre de 5 à 8 masses solaires.
Et pour finir en  trou noir, cette masse initiale doit être au moins de l'ordre de 30 masses solaires.

 Dans tous les cas, la masse finale est nettement inférieure à celle de  l'étoile  initiale, un grande partie étant éjectée  pendant le processus d'effondrement gravitationnel conduisant à l'état final. (*) je précise à la fin les limites physiquement possibles des masses finales des résidus d'étoiles).

Ce qui conditionne le destin final de l'étoile est donc essentiellement cette masse initiale qui peut varier dans une très large fourchette de 0.08 masse solaire jusqu'à 150  (ordre de grandeur, mais on a détecté des étoiles jusqu'à 270 masses solaires) ! \(\sim\) 0.08 est la masse minimale pour pouvoir amorcer une réaction nucléaire. ( ainsi Jupiter dans le système solaire est une étoile avortée de masse initiale insuffisante. Si Jupiter était devenu une étoile, on aurait eu un système binaire, relativement courant dans l'univers, et nous ne serions sans doute pas là pour en parler !)

De façon pouvant paraître paradoxale au premier abord, la durée de vie stable d'une étoile décroit considérablement avec sa masse . 

On a les ordres de grandeur suivants:

- pour une masse  de  1 masse solaire \(M_o\) , l'ordre de grandeur est 10 milliards d'années 

- pour les plus petites étoiles, (0.08 \(M_o\)) la durée de vie peut atteindre 800 à 1000 milliards d'année ! (en fait en dessous de 0.7/0.8 masses solaires , on parle de naines rouges et non de naines blanches, la masse est insuffisante pour amorcer le  processus conduisant à la naine blanche, expliqué ci-après ) 

- pour les plus massives, la durée de vie peut tomber de 100 à 10 millions d'années, d'où leur rareté de détection .

- Pour une estimation rapide, on montre que   la durée de vie varie approximativement comme l'inverse du carré de la masse initiale. 

 Le mécanisme conduisant à la structure finale de l'étoile découle de la compétition  entre la gravité et la pression radiative résultant des réactions nucléaires.
Plus l'étoile est massive, plus la température du cœur sera élevée et plus le combustible ( essentiellement l'hydrogène pendant la vie stable de l'étoile) sera consommée rapidement, plus que proportionnellement à la masse d'où la durée de vie décroissante avec cette masse.
Lorsque un combustible  disponible est épuisé (  hydrogène en premier lieu, et c'est la fin de la vie stable et le début des ennuis ! ), la réaction nucléaire s'arrête, la gravité prend le dessus , l'étoile s'effondre , le coeur s'échauffe jusqu'à  allumer une nouvelle réaction nucléaire avec des éléments plus lourds pour un nouvel équilibre, avec une étoile qui "gonfle ( phase géante rouge)
Cette compétition gravité - nucléaire s'arrête   lorsque la masse   de l'étoile ne permet plus de vaincre les résistances ultimes de la matière.

Pour les naines blanches,l'équilibre final s'obtient grâce à ce que l'on appelle la pression de dégénerescence des électrons qui s'oppose à la compression gravitationnelle ( cette pression résulte en fait de la mécanique quantique et du principe d'exclusion de Pauli qui limite le nombre d'électrons possibles dans un volume de plus en plus restreint).
Mais lorsque la masse de l'étoile est suffisante, la gravité arrive à faire fusionner les électrons "rebelles" avec les protons  . On obtient alors des neutrons, d'où les étoiles à neutrons à partir d'une certaine  masse .

Il y a enfin une pression de dégénérescence des neutrons qui  oppose l'ultime résistance de la matière à la gravité et assure la stabilité des étoiles à neutrons.( la densité d'une étoile à neutrons est de l'ordre de 100 millions de tonnes par cm3 ! ) 

A nouveau, au delà d'une certaine masse, la gravité arrive à vaincre cette pression opposée par les neutrons et c'est l'effondrement ultime en trous noirs dont la nature est inconnue, les modèles existants restant aujourd'hui spéculatifs.  

(*) Il y a des limites précises pour la masse  résiduelle  des étoiles calculable de façon théorique , le surplus étant éjecté dans l'espèce selon des processus plus ou moins violents voire paroxysmiques .
Une naine blanche ne peut dépasser 1.4 \(M_0\), au delà de cette masse la pression de dégérescence des électrons ne peut plus s'opposer, c'est l'étoile à neutrons 

L'étoile à neutrons ne peut elle-même être stable que jusqu'à une masse de 3.2 masses solaires \(M_0\). Au delà, c'est l'effondrement en trou noir.

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Edité par Sennacherib 11 janvier 2018 à 11:24:11