Trou noir stellaire
Un trou noir stellaire résulte de l'effondrement d'une étoile massive sur elle même. Ce processus s'observe directement avec les supernovae ou les sursauts gamma. Un tel trou noir a une masse comprise entre trois et cinq masses solaires au minimum, le plus massif connu (en 2001) ayant une masse de 14Mo.
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Effondrement
D'après la théorie de la Relativité Générale, on peut envisager un trou noir d'une masse quelconque, en se basant uniquement sur la loi de l'attraction universelle telle qu'énoncée par Newton. Toutefois, plus la masse est faible, plus la matière doit être confinée pour former un trou noir, qui est en théorie infiniment dense. On ne connait en fait aucun processus naturel à même d'engendrer un trou noir inférieur à environ 1,5 fois la masse du Soleil, ce qui est dû à la nature des différentes forces intervenant dans l'effondrement gravitationnel.
Premier stade critique
L'effondrement d'une étoile sur elle-même est un processus inévitable. À la fin de sa vie nucléaire, l'étoile se compresse sous l'effet de la gravité de sa propre matière. Ses réactions thermonucléaires faiblissent sensiblement, mais elle continue à émettre de la lumière, c'est-à-dire des photons, qui s'échappent obliquement dans l'espace. À mesure que la gravité augmente à la surface, la trajectoire des photons est courbée dans le sens contraire de la rotation de l'étoile, d'abord faiblement, puis suffisamment pour qu'ils décrivent des orbites autour de l'étoile. Il se forme un halo lumineux qu'on peut observer au télescope. C'est le premier stade critique.
Si la masse de l'étoile est inférieure à un certain seuil, l'étoile mourante deviendra une naine blanche ou une étoile à neutrons. La masse minimum est appelée limite de Chandrasekhar, elle vaut 1,44Mo. Les deux corps stellaires que sont la naine blanche et l'étoile à neutron ont également une masse maximum de stabilité, définie comme la limite d'Oppenheimer-Volkoff, évaluée à 3,2Mo. Au-delà de celle-ci, l'équilibre des forces de gravité et de pression de radiation n'existe plus. C'est pourquoi, si l'étoile déjà contractée est trop massive, son effondrement continuera sans limite et sans retour possible à un état de stabilité (c'est l'effondrement gravitique).
Second stade critique
Lorsque l'étoile est compressée au point de dépasser son rayon de Schwarzschild, seuls les photons émis perpendiculairement peuvent s'échapper dans l'espace, au prix d'une très forte dépense d'énergie. Pour un observateur, le halo antérieur subsiste, et se double d'une lueur rouge qui correspond à la dernière « couche » de photon émise au moment où l'étoile atteint le point d'instabilité infinie. C'est le second stade critique. Bien que l'évolution de l'étoile soit alors très rapide, de l'ordre du millième de seconde, la lueur demeure visible très longtemps, car les photons sont dans la zone d'attraction immédiate du tout jeune trou noir. Ainsi, au début de son existence cosmologique, le trou noir brille de son ancienne « peau » lumineuse dans le noir intersidéral.
Troisième stade critique
L'étoile est elle devenue invisible, et l'effondrement gravitationnel se poursuit inexorablement vers une singularité. Il s'agit d'un point singulier, théoriquement synonyme de gravité infinie et donc de matière, lumière et lois physiques indéfinissables, qui représente le troisième stade critique, et par conséquent le dernier.
À ce moment du processus de contraction, l'idée même de « moment » n'existe plus : le temps étant lié à l'espace, et l'espace étant en théorie courbé à l'infini, les concepts physiques de temps, d'antériorité, d'espace et de gravité ne sont plus en adéquation avec la définition de la physique mathématique. Pourtant, c'est en partant de la réalité expérimentale que l'on aboutit à cet infini théorique, ce qui montre que la singularité du trou noir, si elle est envisagée avec les seuls outils présentés jusqu'alors, est un paradoxe de la pensée rationnelle. De façon simple, l'effondrement gravitationnel introduit une discontinuité dans l'espace-temps défini par Einstein. Cependant, le phénomène n'est pas exclusif à la théorie relativiste : c'est la loi de gravitation universelle qui se trouve mise en difficulté. L'étude des trous noirs stellaires a été féconde dans le domaine de la quantification et en topologie ; les théories actuellement avancées pour tenter de dépasser (entre autre) ce paradoxe sont la théorie des supercordes, la théorie d'un univers replié...
Particularités
Un trou noir stellaire se définit par trois propriétés : sa masse, sa charge électrique et son moment angulaire (le spin). On pense que les trous noirs existants ont un moment angulaire, mais l'observation qui viendrait le confirmer n'a pas encore été faite. Dans l'absolu, le moment angulaire d'un trou noir stellaire est celui de l'étoile qui l'a engendré.
Sur les masses constatées
Système binaire et rayons X
Les trous noirs dans des systèmes binaires rapprochés sont observables indirectement par le transfert de matière qui s'effectue depuis leurs compagnons stellaires. L'énergie dégagée par ce mouvement vers l'étoile effondrée est si importante que la matière s'échauffe à des températures de plusieurs milliers de millions de degrés, ce qui provoque un très fort rayonnement X. Ainsi, l'étoile est observable directement et le trou noir est détecté par des télescopes spécialisés dans ces longueurs d'onde. L'énergie émise par les trous noirs et les étoiles à neutrons est à peu près de la même ampleur, ce qui rend difficile leur distinction.
Toutefois, les étoiles à neutrons ont des propriétés bien particulières : elles sont en rotation, peuvent avoir un champ magnétique et sont le théâtre d'explosions thermonucléaires. Si ces propriétés sont observés, alors on peut conclure que le compagnon à forte densité du système binaire n'est pas un trou noir stellaire.
La valeur de la masse au-delà de laquelle une étoile à neutron s'effondrera en un trou noir est connue mathématiquement. Cependant, elle a aussi été établie empiriquement, afin de confirmer la théorie. Il s'est avéré qu'aucun système binaire avec une masse totale supérieure à 5Mo n'a pas les propriétés d'une étoile à neutrons. Toutefois, la déduction qui s'en suit immédiatement, à savoir qu'il s'agit alors d'un trou noir, repose elle sur la théorie et sur nos connaissances actuelles de l'Univers. Une preuve réellement directe de l'existence de trous noirs stellaires dans ces systèmes serait l'observation de la chute d'une particule (ou d'un nuage de gaz) directement dans un trou noir.