Bonjour !
J'aimerais savoir dans quelles conditions se forme un trou noir ou une étoile à neutron. Je m'explique :
Tout deux se forme lors de la mort d'une étoile mais à quel condition cette étoile préfère former un trou noir ou une étoile à neutron ?
Julien
Salut!
Cela va essentiellement dépendre de la masse du coeur de l'étoile. Si il est "léger" (à la louche, entre 2 et 5-6 masses solaires), il formera une étoile à neutron. S'il est lourd (plus de 8 masses solaires), l'effondrement formera directement un trou noir: la gravitation est trop forte, et l'étoile devient plus petite que son rayon de Schwarzschild avant qu'une force quelconque lui permette de stopper son effondrement. Entre les deux, il est possible que l'étoile forme dans un premier temps une étoile à neutrons. Cependant, une partie des couches externes de l'étoile lui retombe dessus sous l'effet de la gravitation, et la masse de cette étoile à neutrons peu alors dépasser sa masse critique et s'effondrer à son tour en trou noir.
Ces modèles son très incertains: en effet, à l'heure actuelle, il n'existe pas encore de simulations numériques satisfaisantes de la fin de vie d'une étoile. C'est pourquoi les fourchettes données ci-dessus doivent être prises avec une certaine prudence.
Disons que pour une masse de coeur donnée, on n'a aucune idée réelle de la masse du résidu, et donc pas vraiment moyen de discriminer si l'étoile formera un trou noir ou une étoile à neutrons.
pour compléter : l'autre facteur important est la "métallicité" qui va déterminer la quantité de masse que pourra perdre l'étoile au cours de sa vie (via des vents stellaires), ce qui complique aussi un peu la vision rappelée par Calvert. La première figure de l'article suivant résume grossièrement la situation :
http://www.journals.uchicago.edu/ApJ...419/57419.html
Merci pour vos réponses !
Calvert : qu'est ce que le rayon de Schwarzschild ?
Rincevent : dans le schéma, que signifie BH by fallback ? Et pourquoi y a-t-il une zone blanche plutôt plutôt qu'une noir car en fin de compte sa reviend au même : si une étoile à des caractéristiques qui la place dans la zone blanche elle se transforme en trou noir ?
>> Peut-être que c'est moi qui n'est pas compris le schéma : j'ai quelques difficultés en anglais (mais je compte rattraper ça l'anné prochaine =P)
La limite de Chandrasekhar est la masse maximale d'une naine blanche et vaut 1,44 fois la masse solaire, soit 3 × 1030 kg.
Si le cœur de l'étoile a une masse supérieure à la limite de Chandrasekhar, la pression de radiation n'est plus suffisante pour s'opposer à la gravité, le cœur s'effondre brutalement et devient une étoile à neutrons, les couches externes étant éjectées dans l'espace. C'est le phénomène appelé supernova de type II. Dans le cas d'étoiles très massives, on prédit la formation d'un trou noir.
En 1939, Robert Oppenheimer a montré que si ce cœur a une masse supérieure à une certaine limite (appelée limite d’Oppenheimer-Volkoff, et égale à environ 3,3 masses solaires), la force gravitationnelle l’emporte définitivement sur toutes les autres forces et un trou noir se forme.
Le coeur de l'étoile ne prend pas en compte la masse de son atmosphère, mais seulement de sa matière 'solide' si je ne me trompe.
Lors de l'explosion de la SN, personne ne sait vraiment ce qu'il se passe dans le coeur. Cela semble assez clair dans le cas de la formation directe d'un trou noir (donc si le coeur est plus massif que la masse de Oppenheimer-Volkof, et encore, la rotation peu venir jouer les trouble-fête).
Dans les cas des trous noirs "fall back", où une partie de la matière expulsée lors de l'explosion de la supernova retombe sur l'étoile à neutrons, il n'existe pas de moyen de déterminer quelle quantité de matière retombe, et donc à partir de quand l'étoile à neutrons peut potentiellement devenir un trou noir. (Ici aussi, la rotation joue certainement un rôle primordial).
C'est pour ceci que l'on ne sait pas précisément que résidu on aura après la supernova, du fait que sa masse est grandement inconnue.
si une étoile est dans la zone blanche, elle laisse rien du tout. Elle est victime de ce qu'on appelle "l'instabilité de paires". Grossièrement, suite aux collisions très énergétiques entre les atomes et des photons du coeur tu as des créations de paires électron/positon qui baissent la pression du coeur, impliquant un effondrement et une combustion rapides qui ne laissent rien derrière...Envoyé par Deportivien
Pour une masse donnée, c'est le rayon maximum que peu avoir un objet avant de devenir un trou noir. Il est égal àCalvert : qu'est ce que le rayon de Schwarzschild ?
J'ajouterai que ce type d'étoile est hautement hypothétique: il faut en effet des étoiles extrêment massives (plus de 100 Msol) à la fin de leur vie pour que les conditions physiques nécessaire à la création de paires soient remplies. Au vu de nos connaissance sur la perte de masse des étoiles, des monstres pareils n'existent probablement pas (en tout cas dans l'univers contemporain), car ils s'évaporent bien avant la fin de leur évolution et l'étoile pré-supernova est bien moins massive qu'au début de la séquence principale.Elle est victime de ce qu'on appelle "l'instabilité de paires".
Peut-être dans les étoiles de population III, à métallicité nulle.
Imaginos, tu parles de la limite de Chandrasekhar en disant que c'est "la masse maximale d'une naine blanche".
Dans la phrase du dessous, tu parle "du cœur de l'étoile" qui a une masse supérieure à la limite de Chandrasekhar. Cela voudrait dire que le coeur de l'étoile a une masse égal à la totalité de la masse maximal d'une naine blanche ou est-ce une erreur dans ta définition de la limite de Chandrasekhar (où tu voulais parler du coeur d'une naine blanche) ?
Calvert, peuts-tu me dire à quoi équivaut le G et le c de ta formule. Je crois bien que le G c'est la constante de gravitation universel mais je suis pas sûr.
Le cas de l'instabilité des paires doit être très rare. En effet, la plus grosse étoile connus est de 114 Msol juste devant une étoile de "seulement" 84 Msol
Julien
A la fin de la vie d'une étoile de "faible" masse, l'enveloppe de l'étoile est éjectée (il s'agit de la phase "nébuleuse planétaire" et des belles images associées). Seul le coeur de l'étoile, où la totalité de l'hydrogène a brûlé (et donc composé d'une surface d'hélium et d'un centre de carbone-oxygène), subsiste. C'est donc la masse de ce coeur qui détermine le destin du rémanent.Dans la phrase du dessous, tu parle "du cœur de l'étoile" qui a une masse supérieure à la limite de Chandrasekhar. Cela voudrait dire que le coeur de l'étoile a une masse égal à la totalité de la masse maximal d'une naine blanche ou est-ce une erreur dans ta définition de la limite de Chandrasekhar (où tu voulais parler du coeur d'une naine blanche) ?
C'est tout à fait ça. C'est un résultat de relativité générale. Il est cependant étonnant de constater que la même valeur est obtenue avec la mécanique newtonienne. En effet, pour une masse M donnée, on peut définir la vitesse de libération au rayon R comme la vitesse qu'il faudrait pour atteindre "l'infini" avec une vitesse nulle. La conservation de l'énergie mécanique donne:Calvert, peuts-tu me dire à quoi équivaut le G et le c de ta formule. Je crois bien que le G c'est la constante de gravitation universel mais je suis pas sûr.
En cherchant le rayon pour lequel la vitesse de libération est égale à la vitesse de la lumière c, on retrouve la valeur ci-dessus pour le rayon de Schwartzschild.
Imaginos, tu parles de la limite de Chandrasekhar en disant que c'est "la masse maximale d'une naine blanche".
Dans la phrase du dessous, tu parle "du cœur de l'étoile" qui a une masse supérieure à la limite de Chandrasekhar. Cela voudrait dire que le coeur de l'étoile a une masse égal à la totalité de la masse maximal d'une naine blanche ou est-ce une erreur dans ta définition de la limite de Chandrasekhar (où tu voulais parler du coeur d'une naine blanche) ?
Calvert, peuts-tu me dire à quoi équivaut le G et le c de ta formule. Je crois bien que le G c'est la constante de gravitation universel mais je suis pas sûr.
Oui, et rien n'indique que cette étoile est en fin de vie. Il est important de comprendre que les étoiles très massives peuvent perdre plus de la moitié de leur masse initiale dans les vents stellaires.Le cas de l'instabilité des paires doit être très rare. En effet, la plus grosse étoile connus est de 114 Msol juste devant une étoile de "seulement" 84 Msol
le calcul de Chandrasekhar a été fait pour les naines blanches (le truc qui reste à la fin de la vie d'une étoile peu massive) qui est un objet déjà mort et froid (composé surtout de carbone comme l'a rappelé Calvert) et qui ne résiste à la gravitation que par la pression dedégénérescence des électrons.
Pour les supernovae gravitationnelles, on a donc une situation différente puisque l'on s'intéresse à une étoile massive, mais le coeur de celle-ci est inerte (car en fer 56, élément le plus stable) et partage avec les naines blanches le fait de ne subsister que par la pression de dégénérescence des électrons. Une supernova gravitationnelle est donc le résultat de l'effondrement du coeur de fer d'une étoile massive lorsque celui-ci ne peut plus résister à la gravitation via la pression des électrons. Cela se produit donc quand sa masse (celle du coeur de fer) atteint une valeur dite de Chandrasekhar car elle est proche de la masse maximale des naines blanches et le mécanisme est similaire. Dans le cas du coeur de fer d'une étoile massive, c'est toutefois une valeur un peu différente de la valeur canonique qu'on donne toujours (le célèbre 1,4) du fait de la composition différente de celle d'une naine blanche.
oui, comme tu l'as précisé cela concerne surtout l'hypothétique population III, mais reste qu'on a peut-être eu une preuve de leur existence et de celle de ce mécanisme y'a pas si longtemps que ça :
http://fr.wikipedia.org/wiki/SN_2006gy
je vois trop souvent des gens qui ne doutent plus de leur existence pour garder en tête que d'autres les considèrent encore comme hypothétiques
Calvert, dans ta (tes) formule, à quoi correspond M et m ? Lequel signifie la masse ? C'est m non ?
Peut-on prévoir ce que va perdre, approximativement, une étoile pendant sa vie ?
Car lorsque je regarde un diagramme de Hertzsprung-Russell avec tracé dessus la trajectoire du Soleil, on voit que celle-ci est précise. Sauf que le diagramme de Hertsprung Russell est gradué en luminosité stellaire et en couleur stellaire. Mais luminosité stellaire et couleur stellaire ne sont elles pas liées, étroitement, avec la masse de l'étoile ? [Ceci n'est qu'une hypothèse, peut-être que je me trompe sur toute la ligne]
Donc d'après ce diagramme on devrait connaitre, approximativement, l'âge d'une étoile, son type, et de là son parcours... Et donc la perte de masse d'une étoile durant sa vie !
[ Ce raisonnement est peut-être totalement faux ]
En tout cas merci pour vos réponses, je ne pensais pas avoir des réponses aussi complète !
Julien
Le m est la masse d'une particule test, le M est la masse de l'objet central.Calvert, dans ta (tes) formule, à quoi correspond M et m ? Lequel signifie la masse ? C'est m non ?
1. Il est difficile de déduire une masse précise du diagramme HR. D'ailleurs, en général, seuls les systèmes bianaires permettent de connaître avec une certaine précision les masses des composantes. Plutôt que le diagramme HR, le type spectral d'une étoile fournit quelques renseignements sur sa masse.Peut-on prévoir ce que va perdre, approximativement, une étoile pendant sa vie ?
Car lorsque je regarde un diagramme de Hertzsprung-Russell avec tracé dessus la trajectoire du Soleil, on voit que celle-ci est précise. Sauf que le diagramme de Hertsprung Russell est gradué en luminosité stellaire et en couleur stellaire. Mais luminosité stellaire et couleur stellaire ne sont elles pas liées, étroitement, avec la masse de l'étoile ? [Ceci n'est qu'une hypothèse, peut-être que je me trompe sur toute la ligne]
Donc d'après ce diagramme on devrait connaitre, approximativement, l'âge d'une étoile, son type, et de là son parcours... Et donc la perte de masse d'une étoile durant sa vie !
[ Ce raisonnement est peut-être totalement faux ]
2.Les tracé théoriques dans le diagramme HR sont effectivement plutôt fiables (surtout sur la séquence principale). Cependant, c'est un graphique "dégénéré", c'est-à-dire que plusieurs tracés peuvent passer par le même point, si l'étoile est binaire, si elle tourne sur elle même, etc... Donc la connaissance d'un point du diagramme ne permet pas de dire d'où vient ni où va aller le tracé d'une étoile, sans autres connaissances.
3. Oui, les pertes de masses sont "connues" (elles souffrent d'une très grande imprécision), et sont inclues dans les modèles d'évolution stellaire. Pour les étoiles de petites masses, elle est relativement négligeable (en quantité, bien qu'elle soit responsable d'un très fort freinage magnétique de la surface). Plus l'étoile est massive, plus cette perte de masse est importante. Mais là encore, cela va dépendre de plein de paramètres: l'étoile devient-elle une supergéante rouge, ou passe-t-elle plutôt par le stade Wolf-Rayet? Tourne-t-elle rapidement ou non, etc...
Comment sait-on alors avec précision le chemin du Soleil ?
On a beaucoup plus d'information sur son passé que pour d'autre étoile mais cela suffit-il pour prévoir son avenir ?
Pour le Soleil, on a beaucoup plus de contraintes que pour les autres étoiles:
- la masse est connnue avec une précision incomparable;
- la vitesse de rotation est connue;
- la structure interne peut être étudiée directement grâce aux techniques de l'astérosismologie;
- la composition chimique est connue.
En fait, le Soleil est utilisé pour calibrer certains paramètres des modèles actuels.
Pour les autres étoiles, la séquence principale est en principe bien connue (tout les modèles sont relativement d'accord à ce sujet). Les problèmes surveinnent surtout pour les phases avancées.
Parfois le Soleil produit de grand champ électro-magnétique qui peut se ressentir sur la Terre (panne d'électricité...). Ces phénomènes ne sont pas (encore) prévisibles - les scientifiques essaient de les prévoires.
Est-ce que ces phénomènes peuvent faire perdre de la masse au Soleil ?
Car dans ce cas, il pourrait perdre plus de matière que l'on pense. Mais cette perte est peut-être minime et sans grande importance sur son évolution...
Les pertes de masses sont assez bien évaluées : il s'agit du vent solaire, qui se présente comme un flux de proton, d'électron et de particule alpha de densité 6 particules/cm3 au niveau de l'orbite terrestre et se déplaçant à une vitesse de 450 km/s environ. En cas d'orage, la densité du vent augmente et surtout sa vitesse qui peut atteindre 1000 km/s. Les pertes de masse correspondante sont de l'ordre de 1 million de tonnes/s ce qui reste négligeable même intégré sur toute la durée de la séquence principale de l'étoile (1/10 000e de la masse en 10 milliards d'années, en gros).
a+
Parcours Etranges
Et est ce que c'est possible qu'une étoile explose d'abord en étoile à neutron puis ensuite en absorbant de la matière (avec une étoile binaire par exemple) devienne un trou noir ?
Oui, tout à fait, ce sont les "supernovae de type Ia", et c'est d'une très grande importance en cosmologie.
Je croyais que les supernovae de type Ia étaient faites à partir des cadavres de naines blanches qui absorbaient de la matière ; en ce qui me concerne, je parle uniquement des étoiles à neutrons, tu peux confirmer s'il te plaît ?
Oui c'est possible...
Non, c'est pas ça les supernova de type Ia c'est avec les naines blanches...
Oui c'est ça! Mais je crois pas que les étoiles à neutrons fassent des supernova en passant au stade trou noir!!
Merci, mais alors comment s'opère la transformation de l'étoile à neutron au trou noir, dans quelles circonstances ?
Bonsoir.Cette explication de Calvert te suffit-elle ?
Cdlt.
Bien sur que non, sinon je me serais contenté de cette réponse.
J'aimerais des précisions s'il vous plaît : y a-t-il une supernova au moment de la transformation ?
Je pense pas... Je dirai qu'elle s'effondre tout simplement en trou noir.
Dans le cas des supernovae de type Ia, quand on dépasse la masse critique, les réactions nucléaires reprennent et l'étoile explose complètement par une réaction thermonucléaire... Ca donne pas une étoile à neutron, y a plus rien.
Donc c'est différent que pour une étoile à neutron qui devient un trou noir.
Hello,
Un petit topo pour résumer ce qui concerne les supernovae gravitationnelle, tiré de ce remarquable document de synthèse Objets compacts de Philippe Grandclément, dont je conseille la lecture à tous les curieux du forum !
Schéma 1 : Devenir des étoiles massives, en fonction de leur masse initiale et de leur métallicité.
Les étoiles trop massive et trop peu métallique ne donnent pas de supernova, s’effondrant directement en trou noir
Si l’étoile n’est pas suffisamment massive, elle va terminer sa vie en naine blanche, n’étant pas capable de fusionner les éléments plus lourds que l’hélium. La valeur précise de la masse inférieure n’est pas connue avec précision et dépend des détails de l’évolution mais on peut raisonnablement la fixer entre 6 et 11 masses solaires.
A l’opposé si la masse initiale est trop importante, le coeur de l’étoile s’effondre directement en un trou noir (surface en noir "direct black hole" sur le schéma 1). Toute la matière y est absorbée et on n’observe pas de supernova.
Une nouvelle fois, la valeur de cette borne supérieure varie grandement mais on peut l’estimer à 40 masses solaires, pour des étoiles sans métallicité.
La métallicité joue un rôle important puisque plus cette dernière est importante et plus l’étoile va perdre de la masse avant la fin de son évolution. A haute métallicité on devrait donc pouvoir observer des supernovae pour des progéniteurs ayant des masses initiales plus importantes.
La nature du reste de la supernova est également fonction de la masse initiale et de la métallicité.
Aux faibles masses, la proto-étoile à neutron est stable et il va rester une étoile à neutrons au coeur de la supernova (surfaces en vert "neutron star").
Pour des masses plus importantes (> 25 masses solaires à métallicité nulle), la matière accrêtée par la proto-étoile à neutron est trop importante et cette dernière finira par s’effondrer en trou noir, non sans avoir éjecté une partie des couches externes et donc provoqué une supernova (surface en rouge "BH by fallback").
Enfin, pour les très hautes masses (> 40 masses solaires à métallicité nulle), le coeur s’effondre directement en trou noir et aucune supernova n’est visible.
L’influence de la métallicité et de la masse initiale est détaillée sur le schéma 1.
Schéma 2 : Classification des supernovae gravitationnelle en fonction de la masse initiale et de la métallicité du progéniteur
Le schéma 2 permet de visualiser sur les mêmes axes "masse-métallicité" de quelle façon la nature du progéniteur contraint le type spectral de la supernova. En effet, si les supernovae de types Ib et Ic ne montrent pas de raies de l’hydrogène, c’est que l’étoile massive a, dans le courant de son évolution, éjecté toutes les couches externes de son enveloppe et se retrouve donc sans hydrogène au moment de l’effondrement. On pense par exemple au vent stellaire dans les étoiles de type Wolf-Rayet. Ces vents intenses se produisent pour des étoiles de grande masse et de forte métallicité.
Si l’étoile possède encore son enveloppe d’hydrogène, alors on assiste à une supernova de type II. La taille précise de l’enveloppe permet de comprendre la distinction entre II-P et II-L.
Si l’enveloppe est massive (typiquement M > 2 masses solaires), les rayons gamma émis par le coeur sont capturés par l’enveloppe et l’énergie est libérée progressivement, provoquant un plateau dans la courbe de lumière : ce sont les supernovae de type II-P.
Si l’enveloppe d’hydrogène est présente mais avec M < 2 masses solaires, alors l’énergie est rayonnée directement et on assiste à une supernova de type II-L. Les SN II-P sont donc attendues pour des progéniteurs de faible masses et les SN II-L comme des transitions entre II-L et Ib/c.
Enfin, si la proto-étoile à neutrons finit par s’effondrer en trou noir, une partie de l’énergie y disparaîtra et la supernova résultante sera du plus faible intensité.
Parcours Etranges
Supers schémas qui résument magnifiquement bien.
Merci beaucoup Gilgamesh pour tes explications limpides !
En plus le document a l'air d'être plutot abordable, fantastique !
Cordialement,
PS : @joefva, désolé, mais beaucoup ne prennent pas la peine de lire la page précédente des fils anciens. Tu as très bien fait de demander de plus amples explications.
Une mine d'or !
Je viens de lire tous le chapitre sur les modèles de sursauts gamma, y'a à la fois l'explication en français, les formules explicitant les modèles, les données numériques et les observations.
a+
Parcours Etranges
Ouais et c'est encore mieux quand on a suivi le cours
Au risque de faire le rabat-joie, ce qui est gênant avec ce manque de cours (au delà du mauvais exemple donné à ceux qui le suivent), c'est la cruel manque de référence...
La figure que montre Gilgamesh plus haut est tirée de Heger et al, ApJ 591, 288, 2003, et je trouve très dommage que leurs noms ne soient mentionnés nulle part... Je soupçonne que ce soit le cas d'autres figures également !
