Diététique stellaire: les trous noirs au régime

Publié le par Patrice

Puisque la gravitation, seule force à l’œuvre à l’échelle des grandes structures, est uniquement attractive, on pourrait penser que tout corps céleste est appelé à grossir indéfiniment, pour peu qu’il soit entouré de suffisamment de matière.
Certes, les étoiles super massives sont d’autant plus rares que leur durée de vie est courte. Mais y-a-t-il pour autant une limite à la masse d’une étoile?
On sait que les plus gros trous noirs détectés ont une masse de plusieurs milliards de masses solaires. Mais, là encore, peut-on en rencontrer de plus gros?
La réponse est énergique (ou plutôt, énergétique): non! Si la boulimie est autorisée, la prise de poids (ou plus exactement, de masse), a bien une limite. Et cette limite est due à l’énergie de rayonnement émanant de l’astre lui-même. Seulement, tout le monde n’est pas logé à la même enseigne.

Young Stars Sculpt Gas with Powerful Outflows in the Small Magellanic CloudSource: Hubblesite.org

Petite étoile deviendra grande
Tout commence par l’accrétion (l’agglomération) d’un nuage de gaz et de poussières. S’effondrant sur son propre poids, celui-ci grossit et attire donc davantage la matière environnante. En même temps, il se densifie, ce qui augmente la pression et la température en son cœur.
Lorsque la masse atteint 5 à 6 centièmes de masses solaires (on prend habituellement la masse de notre Soleil comme référence, Msol≈1,99x1030 kg), la température et la pression sont suffisantes pour démarrer les réactions de fusion thermonucléaires: c’est l’allumage de l’étoile.

Indispensable effet tunnel
Le cœur d’une étoile, où la température atteint plusieurs millions de degrés, n’est normalement pas assez chaud pour que les noyaux d’hydrogène fusionnent (ceux-ci se repoussent car ils ont la même charge électrique positive). Il faudrait des milliards de degrés, comme aux premiers instants de l’Univers, juste après le Big-Bang, où l’Hélium et d’autres éléments plus lourds ont été forgés, lors de la nucléosynthèse primordiale.
Pourtant, les étoiles brillent, témoignant que la fusion s’opère bien et contrebalance la gravitation qui tend à les faire s’effondrer sur elles-mêmes.
Comment est-ce possible? La physique quantique nous donne la réponse: c’est grâce à l’effet tunnel, qui permet aux protons de franchir la barrière énergétique dictée par la physique classique.
Sans lui, aucune étoile ne se serait allumée, et l’Univers serait resté désespérément obscur.

Nous avons donc obtenu au passage la masse minimale pour une étoile: 5% à 6% de la masse de notre Soleil.
A partir de là, l’effondrement gravitationnel est contrebalancé par  la pression du gaz et l’énergie de rayonnement. Le système est à l’équilibre.
Une étoile, c’est finalement un réacteur nucléaire (de fusion), régulé et confiné par la gravitation. En d’autres termes, la gravitation impose une température interne à l’étoile, qui impose une pression (du gaz et de rayonnement) qui contrebalance la gravitation.

Les obèses sont sanctionnées
Lorsque l’accrétion de matière se poursuit, l’étoile grossit et brille (rayonne) davantage. Bien sur, la pression du gaz en son centre augmente avec la taille de l’étoile, mais aussi et surtout l’énergie de rayonnement produite par les réactions de fusion, si bien que plus la masse augmente, plus ce phénomène devient prépondérant sur la pression du gaz pour contrebalancer l’effondrement gravitationnel.
En effet, l’énergie produite par l’étoile croît come 103,5 fois sa masse. Ce qui veut dire qu’une étoile de 10 Msol, par exemple, sera environ 3200 fois plus brillante que notre Soleil. Et sa durée de vie sera diminuée d’autant, car elle brûlera plus vite son combustible.

Briller pour se faire remarquer
Suivant la masse de carburant dont elle dispose, une étoile a le choix entre brûler d’un éclat pâle pendant des milliards d’années, comme le font les nombreuses naines rouges, ou briller de mille feux pendant quelques millions d’années pour les plus grosses. En effet, pour contrebalancer l’effondrement causé par leur énorme masse, il leur faut rayonner davantage d’énergie.
Cette réalité fait que les étoiles les plus petites sont les plus nombreuses, et représentent la majeure partie de la masse de la population stellaire en générale (les naines rouges représentent entre 70% et 90% des étoiles de notre galaxie).
Ce sont aussi les plus discrètes. A contrario, on remarque bien plus les étoiles très brillantes comme les supergéantes, qui sont bien plus rares et éphémères. Mais puisqu’on leur doit la synthèse des éléments lourds, et leur dispersion dans l’espace, on ne peut que continuer à les admirer… mais de loin, car leur proximité (et surtout leur mort) a dés conséquences désastreuses.

Mais l’accrétion ne peut se poursuivre indéfiniment. Quelque soit la quantité de gaz disponible dans l’environnement de l’étoile, il arrive un moment, autour de 60 à 70 Msol, où la pression de radiation devient trop forte, plus forte même, que la gravitation qui tend à faire s’effondrer le gaz sur lui-même.
C’est à ce moment que l’étoile explose, et éjecte ses couches externes, diminuant par conséquent sa masse et retournant à un état plus stable. L’observation le prouve: aucune trace d’étoile de plus de 60 Msol dans la population d’étoiles observable.

En corollaire, on voit que le rapport entre la masse maximale et la masse minimale d’une étoile est de l’ordre de mille (60 Msol / 0,06 Msol = 103), alors que les étoiles les plus massives sont environ trois millions de fois plus brillantes que les plus petites (103 x 103,5).
 
WFPC2 Image of Eta CarinaeSource: Hubblesite.org

Les étoiles peuvent grossir après leur mort
Lorsque le combustible s’est épuisé, rien ne s’oppose plus à l’effondrement gravitationnel. Pour les plus grosses d’entre elles, le stade ultime est celui du trou noir, après une brève phase d’hypernova.
Les trous noirs, qu’on ne présente plus, sont les objets les plus denses et les plus hypothétiques de l’astronomie moderne. On ne peut les détecter qu’indirectement (par interaction gravitationnelle), puisqu’ils sont sensés n’émettre aucun rayonnement visible.

Les trous noirs s’évaporent
Bien que dénommés ainsi, puisque rien ne peut en échapper, pas même la lumière, les trous noirs ne le sont pas complètement.
Pour être plus précis, un infime rayonnement de corps noir, appelé rayonnement de Hawking peut être observé au voisinage d’un trou noir. Seule la physique quantique prédit ce phénomène, jamais mis en évidence à ce jour.
Des paires de particules et d’antiparticules, issues des fluctuations du vide, apparaissent et disparaissent sans cesse dans tout l'Univers. Mais dans le voisinage de l’horizon du trou noir, les forces de marées sont si importantes qu’il arrive qu’une des particules franchisse ce dernier et soit séparée de sa partenaire avant l’annihilation. Elle est alors absorbée par le trou noir, l’autre étant émise vers l’extérieur sous forme de rayonnement.
L’effet Hawking permet également de prédire l’évaporation des trous noirs, en vertu du fait que la particule partenaire absorbée par le trou noir possède une énergie négative, produisant une diminution de la masse de ce dernier.

En fait, les trous noirs sont invisibles uniquement lorsqu’ils sont «au régime». C'est-à-dire lorsqu’ils n’absorbent rien, qu’aucune matière tombante ne vient augmenter leur masse. Car c’est à ce moment là qu’ils deviennent visibles, indirectement: la matière tombante forme un disque d’accrétion qui tournoie et s’échauffe considérablement, émettant jusque dans la gamme des rayons X.
Plus un trou noir est massif, plus l’énergie rayonnée est importante. Et c’est, là encore, le rayonnement qui impose une limite à la masse que peut acquérir l’astre: en effet, il arrive un moment où gaz périphérique est freiné dans sa progression vers le trou noir par le rayonnement qu’il produit lui-même en tombant.
Comme les étoiles, les trous noirs voient leur masse limitée par un phénomène lié à l’énergie de rayonnement. Ainsi, selon une équipe de chercheurs des Universités d’Hawaï et de Yale, un trou noir ne peut dépasser plus de 1010 Msol.
A ce jour, on n’a jamais observé de trous noirs de plusieurs dizaines de milliards de masses solaires, même au cœur des galaxies les plus brillantes et les plus massives, situées au centre des grands amas.

Sources:
Podcast Ciel et Espace Radio: Les leçons de l’astronome - Etoile : les clés de la gravité (avec Roland Lehoucq, astrophysicien au CEA).
Jean-Emmanuel Rattinacannou.
Une masse maximale pour les trous noirs. Ciel et Espace, le 19 septembre 2008.

Publié dans Espace & astronomie

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Glorfindel 01/10/2009 23:12


C'est passionnant; tellement qu'on hésite à laisser vulgairement des trac es de pas dans le beurre ... Bon; je me décide ce soir !
Quid de la nouvelle hypothèse de l'antigravitation de l'antimatière ?
Bonne nuit