Formation d'un trou noir stellaire

Les trous noirs stellaires sont formés par des étoiles. Les étoiles, à la fin de leur « vie », connaissent des destins très différents dont la nature dépend de la masse initiale de l'étoile. En effet, les réactions de fusion nucléaire qui ont lieu dans le noyau des étoiles produisent des éléments de plus en plus lourds, en commençant par l'hydrogène. Or, la nature du plus lourd des éléments formés dépend de la pressionpression au centre de l'étoile, laquelle est reliée à la masse.

La voûte céleste telle que la verrait un observateur situé près d'un trou noir devant le centre de notre galaxie. © © Alain R - CC BY-SA 2.5

De l'étoile à la géante rouge

Lorsqu'une étoile brûle son hydrogène, on dit qu'elle est dans la séquence principaleséquence principale. Une fois tout l'hydrogène consommé, l'étoile commence à brûler l'héliumhélium ; elle se transforme en géante rougegéante rouge. La suite des événements dépend de la masse de l'étoile. Une étoile peu massive, comme le SoleilSoleil, ne peut pas aller très loin dans la fusion, et ne pouvant brûler le carbonecarbone formé par la fusion de l'hélium, son noyau se contracte pour devenir une naine blanchenaine blanche, sorte de cristal de carbone baigné d'électronsélectrons qui résiste à l'effondrementeffondrement gravitationnel grâce à la pression de dégénérescencepression de dégénérescence de ces derniers. Cependant, la pression du gazgaz dégénéré ne peut résister face à la gravitation que si la masse totale est plus faible qu'une certaine valeur limite. C'est pourquoi les naines blanches ont une masse inférieure à environ 1,5 masses solaires ; c'est la limite de Chandrasekharlimite de Chandrasekhar.

De l'étoile à l'étoile à neutrons

Toutefois, ce cas de figure ne se présente que pour les étoiles qui sont suffisamment massives pour pouvoir aller au-delà de la fusion de l'hélium. Ces dernières forment ainsi divers éléments jusqu'au Fer56, lequel étant le plus stable des éléments est inerte et s'accumule au centre des étoiles. Ainsi, ce noyau de ferfer, qui résiste lui aussi grâce à la pression de dégénérescence des électrons, s'effondre soudainement lorsque sa masse dépasse la masse de Chandrasekhar. Cet effondrement brise les noyaux, les électrons fusionnant alors avec les protonsprotons produits pour former des neutronsneutrons. S'il n'a pas une masse trop élevée et si l'effondrement n'a pas été trop violent, le plasma d'électrons, protons et neutrons ainsi produit peut résister à la force gravitationnelleforce gravitationnelle grâce à la dégénérescence des nucléonsnucléons mais aussi et surtout grâce à l'interaction forteinteraction forte qui est répulsive à courtes distances. Le noyau s'est alors stabilisé pour devenir une étoile à neutronsétoile à neutrons.

De l'étoile au trou noir

Cependant si le noyau de Fer56 a une masse supérieure à la limite d'Oppenheimer-Volkoff (située entre 2.4 et 3.2 masses solaires), rien ne peut compenser la force gravitationnelle et l'étoile s'effondre en-deçà de son rayon de Schwarzschildrayon de Schwarzschild pour devenir un trou noir.

Les trous noirs stellaires sont donc formés par des étoiles de plus de 30 masses solaires (environ), qui s'effondrent sur elles-mêmes sans que rien ne puisse stopper le processus.