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Prpar par : Serge Deschnes Membre du C.A.A.L. de Laval Le 8 mars 2006

Les trous noirs 1re partie De la naissance d'une toile jusqu'au...

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LES TROUS NOIRS1 rE partie


Prsent par Serge Deschnes, membre du C.A.A.L. de LavalLe 8 mars 2006

De la naissance dune toile jusquauDe la naissance dune toile jusquau



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Table des matires :Table des matires :

1.1. La naissance d'une toile : 5La naissance d'une toile : 5

2.2. Les lments chimiques ncessaires sa survie : 10Les lments chimiques ncessaires sa survie : 10

Un combat de tous les instants : 14Un combat de tous les instants : 14

3.3. Gante rouge : 17Gante rouge : 17

4.4. Super gante rouge : 22Super gante rouge : 22

5.5. Effondrement gravitationnel : 25Effondrement gravitationnel : 25



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7. Introduction la relativit restreinte : 35Introduction la relativit restreinte : 35

toile neutrons : 27toile neutrons : 27

Naine blanche : 26Naine blanche : 26

6.6. Diagramme HertzsprungDiagramme Hertzsprung--Russel : 34Russel : 34

Les renseignements obtenues : 38

8.8. Dtection des trous noirs : 37Dtection des trous noirs : 37

Les rponses aux 5 questions poses : 39



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1.1. La naissance d'une toileLa naissance d'une toile

propos propos

Notre Soleil est une toile ordinaire de type G2 parmi les quelques centaines de milliards d'toiles que compte notre Galaxie La Voie Lacte .



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Ces toiles se forment dans un immense nuage de gaz et de poussires chauds appel nbuleuse, compose majoritairement d'atomes d'hydrogne.

Nbuleuse dite de La tte de cheval , proche de IGC 434 dans la Constellation d'Orion.



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Suite un vnement externe, comme l'explosion d'une toile qui provoque une onde de choc dformant l'espace-temps : une onde gravitationnelle; ou alors un passage dans une partie plus dense de la galaxie, des particules de gaz et de poussires commencent se rassembler. Les atomes d'hydrogne se heurtent alors les uns aux autres et la temprature au sein de cet amas de poussires augmente petit petit. mesure que la temprature augmente, la prototoile met un rayonnement micro-onde puis infrarouge.

Les ractions de fusion s'amorcent au sein de la proto-toile : elle devient alors une toile. L'astre peut alors gnrer sa propre nergie, qui servira lutter contre la gravit, l'empchant de s'effondrer sur lui-mme.



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La nbuleuse continue se contracter sous l'effet de la gravit, la densit de la prototoile augmente ainsi que sa temprature. Lorsque celle-ci atteint la temprature de 1 millions de degrs, les noyaux d'hydrogne commencent se fusionner en deutrium.

quation de la formation du deutrium.

Cette fusion libre de l'nergie sous forme thermique essentiellement, permettant une deuxime fusion en tritium.

Enfin, une troisime fusion transforme le tritium en hlium.



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Premire question.

De quelle type est notre toile Le Soleil?



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Le Soleil est de loin le plus gros objet de notre systme solaire. Il reprsente lui seul 99.8% de la masse totale du systme solaire (Jupiter reprsente presque tout le reste).

Le Soleil est actuellement constitu de 75% d'hydrogneet 25% d'hlium en masse et 92,1% d'hydrogne et 7,8% d'hlium en nombre d'atomes. Tous les autres lments ne reprsentent pas plus de 0,1%. Ces chiffres varient lentement au fur et mesure que le Soleil convertit l'hydrogne en hlium par raction de fusion nuclaire.

2.2. Les lments chimiques Les lments chimiques ncessaires sa surviencessaires sa survie



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Les couches externes du Soleil ne tournent pas d'une faon homogne autour du centre : alors qu' l'quateur la surface effectue une rvolution en 25,4 jours, il lui faut jusqu' 36 jours prs des ples pour effectuer un tour complet.

Ce comportement trange, appel rotation diffrentielle , est d au fait que le Soleil n'est pas un corps solide comme la Terre. Des effets similaires sont aussi observs dans les gantes gazeuses. Par contre, le noyau du Soleil tourne comme un corps solide.

Les conditions de temprature et de pression au centre du Soleil sont extrmes : il y rgne une temprature de 14 millionsde degrs Kelvin et la pression est de 250 milliards d'atmosphres. Les gaz y sont compresss une densit quivalente 150 fois celle de l'eau.



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L'nergie dgage par le Soleil ( 3.86e33 ergs / seconde, ou 386 milliards de milliards de mgawatts ) est produite par fusion nuclaire. Chaque seconde au coeur du Soleil, environ 700 millions de tonnes d'hydrogne sont converties en 695 millions de tonnes d'hlium et 5 millions de tonnes d'nergie sous forme de rayons gamma. Pendant qu'elle voyage vers la surface du Soleil, l'nergie est continuellement absorbe et rmise des tempratures de plus en plus basses ce qui fait que lorsqu'elle atteint la surface, elle est principalement constitue de lumire visible. Aprs avoir parcouru les 4/5e du trajet vers la surface, l'nergie est plus porte par les courants de convection plutt que par radiation. Il faut 50 millions d'annes pour qu'un photon parvienne la surface.

Un quilibre est ncessaire entre la gravit et la fusion nuclaire car cest cette force qui maintient les toiles en vie durant la phase suivante, appele Squence Principale .



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Un combat de tous les instants Un combat de tous les instants Squence PrincipaleSquence Principale

Pour le restant de sa vie , l'toile devra lutter dans un combat constant contre sa propre masse. Ainsi, la gravit de l'toile tend approcher le gaz de la priphrie vers le centre, ce qui gnre une pression qui tend comprimer l'astre vers son centre. Ce faisant, le gaz qui consiste l'toile est comprim, et consquemment, s'chauffe.

L'nergie ( thermique ) ainsi gnre sert lutter contre la gravit. Cependant, cette augmentation de chaleur n'est pas suffisante pour quilibrer la force gravitationnelle. Pour viter de s'effondrer, l'toile doit alors gnrer une pression oppose, soit vers l'extrieur. Elle y parvient par le biais de la fusion thermonuclaire, qui a lieu dans son noyau. Ce processus gnre une grande quantit d'nergie, qui est alors irradie vers l'extrieur, luttant ainsi contre la gravit. Cet quilibre fragile doit tre maintenu pendant toute la vie de l'astre, il est ce qui assure sa survie en tant qu'toile normale (appele La Squence Principale).



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Voici limage d'une toile sur la Squence Principale, brlant l'hydrogne par fusion en son coeur. L'nergie gnre lors de la fusion nuclaire est vhicule par radiation jusqu' une certaine distance, puis par convection (legaz chaud monte vers le haut et le gaz froid redescend en un cycle continu), jusqu' la photosphre, qui est la zone o les photons que nous observons sont produits. C'est cette zone du Soleil que nous observons de la Terre .

Mais il vient un jour o le carburant fait dfaut : l'toile quitte alors la Squence Principale et devient alors une gante.



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Deuxime question.

Combien dnergie est dgage par Le Soleil?



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3.3. Gante rougeGante rouge

L'hydrogne brl par fusion thermonuclaire est convertit en hlium au coeur de l'toile tout au long de son parcours sur la Squence Principale. Cependant, pour de petites toiles (approximativement de la mme taille que le Soleil ), les tempratures l'intrieur du coeur ne sont pas suffisantes pour fusionner l'hlium qui s'y trouve en carbone; il se forme donc, tout au centre de l'toile, un noyau d'hlium inerte, qui ne ragit pas par fusion. La fusion de l'hydrogne se produit alors dans les couches immdiates l'extrieur de ce noyau d'hlium. Il y a donc une rgion du coeur qui ne gnre pas d'nergie thermonuclaire, et donc qui n'a aucun moyen de lutter contre la force gravitationnelle qui tend comprimer le coeur. Ainsi, le coeur se contracte, et sa temprature augmente. Cette contraction est trs lente, mais l'nergie qu'elle gnre permet de lutter partiellement, du moins, contre la gravit.



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Mais il vient invitablement un moment o il n'y a plus d'hydrogne, et le coeur est form entirement d'hlium. L'nergie dgage par les ractions nuclaires ne suffisant plus contrebalancer la force gravitationnelle, il y a alors effondrement. Le gaz de l'toile est comprim vers le centre, la pression et la temprature augmentent travers l'toile. La fusion de l'hydrogne dans la couche adjacente au coeur d'hlium est accentue par l'augmentation de temprature du coeur lorsqu'il se contracte. Cette nergie supplmentaire est alors vacue vers l'extrieur, contribuant la dilatation de l'enveloppe stellaire. Ainsi, pendant que le coeur, en manque d'hydrogne, se contracte, l'enveloppe de gaz, pousse par ces ractions nuclaires, se dilate. Le coeur, pendant ce temps, atteint un niveau de compression tel que les atomes d'hlium deviennent dgnrs, un tat particulier de la matire o la pression est indpendante de la temprature. L'toile est maintenant devenue une gante rouge.

Image d'une gante rouge, une toile dont le coeur est d'hlium avec une mince coquille o l'hydrogne est brl par fusion. La taille de la gante rouge est beaucoup plus grande que celle d'une mme toile sur la Squence Principale.



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Pendant ce temps, la temprature du coeur augmente progressivement. Lorsqu'elle atteint les cent millions de degrs, il y a alors fusion de l'hlium, ce qui fait augmenter la temprature. Cette fusion de l'hlium se produit une vitesse vertigineuse, cause de l'tat dgnr de l'hlium, par opposition l'hydrogne. Ce phnomne, appel flash de l'hlium , provoque de nombreux changements dans la structure stellaire. Aprs environ un million d'annes ( temps trs court dans la vie d'une toile ), le dbit nergtique devient plus rgulier. L'toile entre maintenant dans une phase plus stable, et l'enveloppe de gaz s'est lgrement rtrcie. mesure que la temprature augmente, des lments de plus en plus lourds sont fusionns.

Ainsi, pour une toile dont la masse est proche de celle du Soleil, l'hlium est fusionn en carbone, mais l'toile est incapable de gnrer les tempratures ncessaires pour fusionner le carbone. Le mme phnomne se produit alors : contraction du coeur, dilatation de l'enveloppe stellaire. La gante devient encore plus grosse que la premire fois. ventuellement, mesure que l'enveloppe stellaire devient de moins en moins lie au coeur, le gaz de l'toile est ject, formant ainsi une nbuleuse plantaire. Le coeur, pendant ce temps, est mis nu et volue ensuite en fonction de sa masse. Tout cela s'applique que pour des toiles faible masse uniquement.



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Si la masse du noyau est infrieur 1.44 masse solaire ( limite de Chandrasekhar ), le cur de ltoile devient une naine blanche. La gravitation pousse les lectrons se rapprocher du noyau de latome. Or, daprs le principe dexclusion de Pauli les lectrons ne peuvent se retrouver dans le mme tat quantique; ils se mettent donc tourner trs vite autour du noyau de latome, atteignant presque la vitesse de la lumire. Ceci cr une force qui compense la gravitation. Les naines blanches voluent ds lors peu peu en naines noires, mais lunivers est encore trop jeune pour abriter de tels astres.

Photo de la Nbuleuse Hlix NGC 7293, dans la constellation du Verseau, avec au centre une naine blanche.



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Troisime question.

Quel est le nom du phnomne qui provoque de nombreux changements dans la structure

stellaire dune toile?



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4.4. Super gante rougeSuper gante rougeDans ce cas, lorsque le noyau se contracte sur lui-mme, il atteint rapidement des tempratures de l'ordre de 600 millions de degrs. ce stade, mme les atomes de carbone ne peuvent plus rsister, et fusionnent pour former du non. Cette raction libre beaucoup d'nergie, qui est alors transforme en chaleur, et l'lvation de la temprature permet d'autre lments, encore plus lourds, de fusionner, et ainsi de suite. Cette chane de fusion gnre une trs grande quantit d'nergie, et la vitesse de fusion progresse exponentiellement : 600 ans pour fusionner le carbone, un an pour le non, 6 mois pour l'oxygne, et enfin un jour pour le silicium ( pour une toile d'environ 25 masses solaires ). Cette course mne ventuellement vers une impasse : le fer. C'est l'lment magique , thermonuclairement inerte : de par sa nature, le fer ne peut pas tre fusionn. La course folle se termine trs brusquement, avec un coeur de fer extrmement dense, mais inerte, mort. Cependant, au bout de cette course, l'enveloppe de l'toile s'est dilate de faon encore plus disproportionne : une Supergante rouge est ne. La structure du coeur, ce stade, ressemble la structure d'un oignon : au centre, un coeur de fer, puis en couches successives, le souffre, l'oxygne, le non, le carbone, l'hlium et finalement l'hydrogne.



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Tout comme la gante rouge, la fusion nuclaire se poursuit dans l'enveloppe, et la matire plus lourde ainsi cre est attire vers le noyau. Cependant, lorsque le noyau de fer atteint la limite de 1,44 masses solaires, il ne peut plus rsister sa propre gravit et s'effondre : il y a alors effondrement gravitationnel.

Le fer est dit thermonuclairement inerteessentiellement parce que la raction nuclaire qui fusionne deux atomes de fer est endothermique, contrairement aux autres ractions de fusion. En d'autres termes, la raction de fusion du fer ncessite plus d'nergie qu'elle n'en cre : dans ce cas aucune nergie n'est produite.



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Quatrime question.

Quel est la temprature du noyau lorsquil se contracte sur lui-mme pour devenir une

Super gante rouge?



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5.5. Effondrement gravitationnelEffondrement gravitationnel ce stade, plusieurs chemins se dessinent, dpendant uniquement de la masse de l'toile en question. Si la masse du noyau est infrieure 1,44 fois la masse du Soleil (not 1,44 M ), celle-ci se transformera en une naine blanche. Si la masse du noyau est infrieure 3,2 M , elle est voue au sort d'toile neutrons. Si, au contraire, la masse du noyau est suprieure 3,2 M , alors le processus d'effondrement gravitationnel suivra son cours jusqu'au bout, et l'toile se transformera en trou noir.

Essentiellement, le phnomne qui dtermine les limites cites plus haut est connu sous le nom de pression de dgnrescence. Il s'agit d'un phnomne purement quantique, qui vient du principe d'exclusion de Pauli. En voici une description brve : les atomes possdent plusieurs niveaux nergtiques finis o peuvent se situer des lectrons. Ceux-ci sont limits ces niveaux d'nergie seulement. De plus, chaque niveau a un nombre limit d'lectrons pouvant s'y trouver. Donc, imaginons un gaz o il y a une quantit trs importante d'lectrons libres, et que ce gaz est comprim l'extrme. Les lectrons sont forcs dans les niveaux les plus bas des atomes, et ce jusqu' ce qu'ils en occupent tous les niveaux. ce stade, la matire est dite dgnre; elle rsiste alors la force qui tente de la comprimer et, dans le cas d'une toile, cette pression peut tre suffisante pour stopper l'effondrement gravitationnel. Cependant, cette force a ses limites, et lorsque la gravit atteint un certain seuil, donc lorsque la masse de l'toile est suprieure ce que la pression de dgnrescence peut supporter, elle s'effondre.



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Naine blancheNaine blancheUne naine blanche est l'astre le moins massif rsultant de l'effondrement gravitationnel. C'est le coeur d'une toile gante rougequi a puis son carburant stellaire, et s'est rtrci sous l'effet de la gravit; il reste cependant, dans l'toile, du carburant, principalement sous forme de carbone, mais la temprature de celle-ci est insuffisante pour dmarrer les ractions thermonuclaires.

Ainsi, l'effondrement gravitationnel est stopp par une pression interne des atomes mmes de l'toile, qui sont tasss au maximum; c'est la pression de dgnrescence. ce moment, les lectrons dgnrs exercent une pression qui peut tre suffisante pour stopper la gravit, mais seulement si le coeur a une petite masse ( maximum 1,44 M ). La naine blanche continue alors briller, mais aucune raction thermonuclaire ne svit en son coeur : c'est une toile morte, que seule sa chaleur maintient visible. Lorsqu'elle s'est refroidie, elle devient une masse compacte de matire trs difficile dtecter. Elle est alors ternellement maintenue en quilibre par la pression de dgnrescence.



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toile neutronstoile neutronsPour des toiles dont la masse est suprieure ~8 masses solaires, on assiste la formation, durant la Squence Principale, d'lments plus lourds par fusion nuclaire. Ces toiles empruntent un chemin volutif lgrement diffrent des toiles plus lgres, celui des supergantes rouges.

Lorsque la pression de dgnrescence, force qui maintenait les naines blanches en quilibre, est insuffisante pour contenir l'effondrement gravitationnel de l'toile, les atomes eux-mmes, dj pousss leur limite, n'en peuvent plus : ils cdent. Il se produit alors un phnomne tout fait extraordinaire : les lectrons, ne pouvant rsister une telle pression, pntrent l'intrieur des atomes, et s'annulent en rencontrant les protons, crant ainsi un paquet de neutrons. Tous ces atomes, aprs un tel procd de neutronisation, se sont transforms en une mer de neutrons. Bien vite, la gravit reprend le dessus et comprime ceux-ci jusqu' leur limite : il se passe alors un phnomne de dgnrescence, similaire celui des lectrons. leur tour, les neutrons exercent une pression, et peuvent tre en mesure de contraindre la force de gravit, tant que la masse de l'toile est infrieure une certaine masse limite, value 3,2 M .



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Les toiles neutrons ont des proprits vraiment intressantes qui mritent d'tre mentionnes brivement. Premirement, l'intense effondrement gravitationnel leur confre une grande nergie cintique de rotation, ce qui fait que de jeunes toiles atteignent une vitesse de rotation infrieure une seconde ( la Terre en prend 24 heures, soit ~86 400 secondes ). Bien souvent, elles attirent le gaz qui les entoure ( comme les restes de la vieille toile par exemple ) pour former ce qui est appel une magntosphre, une atmosphre de plasma qui ragit l'intense champ magntique que nous retrouvons chez certaines toiles neutrons. Ces toiles ont un nom bien particulier : ce sont des pulsars. Leur champ magntique canalise les particules de plasma charges vers les ples magntiques, o d'intenses jets de radiation sont mis. Comme les ples magntiques ne correspondent habituellement pas aux ples gographiques, ce phare interstellaire tourne une vitesse vertigineuse et balaie l'espace. C'est de cette faon que nous les dtectons de la Terre : nous voyons des impulsions lumineuses ( souvent des ondes radio ) d'une rgularit presque sans reproche; c'est une autre caractristique fondamentale des pulsars.



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Schma d'artiste d'un pulsar.



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Autre schma dun pulsar



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Si la masse du noyau est suprieure 3.2 M , l'effet de gravit ne peut tre stopp. Le noyau ne se stabilise donc pas en toile neutrons mais continue de s'effondrer jusqu' ce que son diamtre devienne infrieur une certaine limite critique dtermine en fonction de sa masse : le rayon de Schwarzchild. Un trou noir stellaire s'est form. Thoriquement, la contraction du noyau continue jusqu' ce que le volume devienne nul et la densit infinie; mais il existe de nombreuses thories d'astrophysiciens sur ce point qui sont diffrentes.



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Cinquime question.

Quelles sont les 3 masses ncessaires pour quune toile devienne : une naine blanche,

une toile neutrons et un trou noir?



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6.6. Diagramme HertzsprungDiagramme Hertzsprung--RusselRusselPour cette image suivante, chaque point correspond une toile. Nous retrouvons, l'horizontale, la temprature de l'toile ( de chaud gauche froid droite ), et, la verticale, la luminosit de l'toile, de faible en bas leve en haut. La Squence Principale est la grande bande diagonale au milieu de la figure; nous retrouvons, en haut droite, les gantes, avec beaucoup de luminosit et une temprature relativement froide, et les naines blanches, en bas droite, avec peu de luminosit mais une temprature de surface trs leve.



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7.7. Introduction la relativit restreinteIntroduction la relativit restreinte

Introduisons tout d'abord la thorie de la relativit restreinte. Elle a t propose par Albert Einstein, brillant physicien allemand, en 1905. Jusque l, et conformment ce qui semble normal pour nous, les lois de relativit de Galile s'appliquent. Voyons tout d'abord brivement ce que sont ces lois :

1 - Loi d'inertie : tout corps qu'on acclre a tendance retourner un tat dit stable, soit en mouvement une vitesse constante, sans acclration, ou bien arrt (vitesse nulle si on veut).

2 - Loi de la conservation de la quantit de mouvement : quand deux corps se frappent, l'nergie est transmise de l'un l'autre, selon leur vitesse et leur masse. C'est ce qui rgit les interactions comme les collisions entre deux boules de billard, par exemple.



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3 - Loi de conservation de l'nergie : il n'y a aucune perte d'nergie, mais bien transformation sous diverses formes. Par exemple, lorsqu'on lance un objet en l'air, on lui confre de l'nergie cintique, mais celle-ci est peu peu convertie en nergie potentielle. Au sommet de sa monte, l'objet redescend, et l'nergie potentielle est reconvertie en nergie cintique.

Bien que ces lois semblent un peu abstraites, elles dfinissent ce que nous entendons comme la physique normale du monde qui nous entoure, et elles correspondent notre perception intuitive de l'Univers. Cependant, deux expriences vont crer un dilemme important dans le monde scientifique, mettant en doutes ces principes fondamentaux : les expriences de Fiseau et Michelson-Morley sur l'ther.



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8.8. Dtection des trous noirsDtection des trous noirsLes trous noirs sont lultime destin des vieilles toiles trs massives, la dernire tape de leffondrement gravitationnel. Ce sont des astres qui, par dfinition, nmettent aucun rayonnement et, consquemment, sont invisibles. Alors, comment est-ce possible de les dtecter? La rponse cette question dpend entirement de la nature des trous noirs, savoir sils sont :

1 Des trous noirs clibataires

2 Des trous noirs dans des systmes binaires

3 Des trous noirs galactiques

Ainsi, pour dtecter un trou noir, il faut avoir recours diverses mthodes qui permettent de contourner lobstacle pos par la nature mme du phnomne. Par dfinition, un trou noir est invisible car il nmet aucune radiation. Nous ne pouvons donc pas lobserver directement avec de petit tlescopes personnels. Donc sans tenir aux observations faites par des astronomes professionnels sur de savants calculs.



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http://www.astrosurf.com/trounoir/index2.html

Les renseignements obtenues pour cette prsentation proviennent de ces adresses Internet suivantes :

http://pages.infinit.net/mycroft/trousnoirs/index.htm



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Premire question.

De quelle type est notre toile Le Soleil?

La rponse :

Notre Soleil est une toile ordinaire de type G2type G2



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Deuxime question.

Combien dnergie est dgage par Le Soleil?

La rponse :

3.86e33 ergs / seconde,ou 386 milliards de milliards de mgawatts



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Troisime question.

Quel est le nom du phnomne qui provoque de nombreux changements dans la structure

stellaire dune toile?

La rponse :

Un flash de l'hlium



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La rponse :

Il atteint rapidement des tempratures de l'ordre de 600 millions de degrs

Quatrime question.

Quel est la temprature du noyau lorsquil se contracte sur lui-mme pour devenir une

Super gante rouge?



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Cinquime question.

Quelles sont les 3 masses ncessaires pour quune toile devienne : une naine blanche,

une toile neutrons et un trou noir?

La rponse :Infrieur 1,44 M masse du Soleil = Naine blanche

Infrieur 3,2 M masse du Soleil = toile neutrons ( Pulsar )Suprieur 3,2 M masse du Soleil = Un trou noir



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De la naissance dune toile jusquauDe la naissance dune toile jusquau

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