Formation des trous noirs

Formation des trous noirs

La possibilite de l’existence des trous noirs n’est pas une consequence exclusive de la relativite generale : la quasi-totalite des autres theories de la gravitation physiquement realistes permet egalement leur existence. La relativite generale, a l’instar de la plupart de ces autres theories de la gravite, non seulement predit que les trous noirs peuvent exister, mais aussi qu’ils seront formes partout ou suffisamment de matiere peut etre compactee dans une region de l’espace.

Par exemple, si l’on compressait le Soleil dans une sphere d’environ trois kilometres de rayon (soit a peu pres quatre millioniemes de sa taille), il deviendrait un trou noir. Si la Terre etait compressee dans un volume de quelques centimetres cube, elle deviendrait egalement un trou noir. Pour l’astrophysique, un trou noir peut etre considere comme le stade ultime d’un effondrement gravitationnel. Les deux stades de la matiere qui, en termes de compacite, precedent l’etat de trou noir, sont ceux atteints par exemple par les naines blanches et les etoiles a neutrons. Dans le premier cas, c’est la pression de egenerescence des electrons qui maintient la naine blanche dans un etat d’equilibre face a la gravite. Dans le second, il ne s’agit pas de la pression de degenerescence des

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nucleons, mais de l’interaction forte qui maintient l’equilibre[13]. Un trou noir ne peut se former suite a l’effondrement d’une naine blanche : celle-ci, en s’effondrant initie des reactions nucleaires qui forment des nucleons plus lourds que ceux qui la composent[14]. Ce faisant, le degagement d’energie qui en resulte est suffisant pour disloquer completement la naine blanche, qui explose en supernova dite thermonucleaire (ou de type Ia).

Un trou noir se forme lorsque la force de gravite est suffisamment grande pour depasser l’effet de la pression, chose qui se produit quand l’astre progeniteur depasse une certaine masse critique. Dans ce cas, plus aucune force connue ne permet de maintenir l’equilibre, et l’objet en question s’effondre completement. En pratique, plusieurs cas de figures sont possibles : soit une etoile a neutrons accrete de la matiere issue d’une autre etoile, jusqu’a atteindre une masse critique, soit elle fusionne vec une autre etoile a neutron (phenomene a priori beaucoup plus rare), soit le c? ur d’une etoile massive s’effondre directement en trou noir[15]. L’hypothese de l’existence d’un etat plus compact que celui d’etoile a neutrons a ete proposee dans le courant des annees 1980 ; ce serait celui des etoiles a quarks aussi appelees etoiles etranges en raison du nom donne pour des raisons historiques a certains des quarks constituant l’objet, appeles « quarks etranges[16] ».

Des indications d’une possible detection indirecte de tels astres ont ete obtenues depuis le courant des annees 1990, sans trancher pour autant definitivement la question[17], mais cela ne change rien au fait qu’au dela d’une certaine masse ce type d’astre finisse par s’effondrer en trou noir, seule la valeur de la masse limite change. En 2006, on distingue quatre grandes classes de trous noirs en fonction de leur masse : les trous noirs stellaires, supermassifs, intermediaires et primordiaux (ou micro trous noirs). L’existence voire l’abondance de chaque type de trou noir est directement liee a la possibilite de leur formation.