Trou noir stellaire - Stellar black hole

A ne pas confondre avec l'étoile du trou noir .

Un trou noir stellaire (ou trou noir de masse stellaire ) est un trou noir formé par l' effondrement gravitationnel d'une étoile . Ils ont des masses allant d'environ 5 à plusieurs dizaines de masses solaires . Le processus est observé sous la forme d'une explosion d' hypernova ou d'un sursaut de rayons gamma . Ces trous noirs sont également appelés collapsars .

Propriétés

D'après le théorème de l' absence de cheveux , un trou noir ne peut avoir que trois propriétés fondamentales : la masse, la charge électrique et le moment angulaire/spin. On pense que les trous noirs formés dans la nature ont tous une certaine rotation. Le spin d'un trou noir stellaire est dû à la conservation du moment cinétique de l'étoile ou des objets qui l'ont produit.

L' effondrement gravitationnel d'une étoile est un processus naturel qui peut produire un trou noir. C'est inévitable à la fin de la vie d'une grosse étoile lorsque toutes les sources d'énergie stellaire sont épuisées. Si la masse de la partie effondrée de l'étoile est inférieure à la limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) pour la matière dégénérée par les neutrons , le produit final est une étoile compacte - soit une naine blanche (pour les masses inférieures à la limite de Chandrasekhar ) ou une étoile à neutrons ou une étoile à quarks (hypothétique) . Si l'étoile qui s'effondre a une masse dépassant la limite TOV, l'écrasement se poursuivra jusqu'à ce que le volume zéro soit atteint et qu'un trou noir se forme autour de ce point dans l'espace.

La masse maximale qu'une étoile à neutrons peut posséder (sans devenir un trou noir) n'est pas entièrement comprise. En 1939, elle était estimée à 0,7 masse solaire, appelée limite TOV . En 1996, une autre estimation plaçait cette masse supérieure dans une fourchette de 1,5 à 3 masses solaires.

Dans la théorie de la relativité générale , un trou noir pourrait exister de n'importe quelle masse. Plus la masse est faible, plus la densité de matière doit être élevée pour former un trou noir. (Voir, par exemple, la discussion dans Schwarzschild radius , le rayon d'un trou noir.) Il n'y a aucun processus connu qui peut produire des trous noirs avec une masse inférieure à quelques fois la masse du Soleil. Si des trous noirs aussi petits existent, ce sont très probablement des trous noirs primordiaux . Jusqu'en 2016, le plus grand trou noir stellaire connu avait une masse solaire de 15,65 ± 1,45. En septembre 2015, un trou noir en rotation de 62 ± 4 masses solaires a été découvert par des ondes gravitationnelles lors de la fusion de deux trous noirs plus petits. En juin 2020, le système binaire 2MASS J05215658+4359220 hébergerait le trou noir de plus petite masse actuellement connu de la science, avec une masse de 3,3 masses solaires et un diamètre de seulement 19,5 kilomètres.

Il existe des preuves d'observation pour deux autres types de trous noirs, qui sont beaucoup plus massifs que les trous noirs stellaires. Ce sont des trous noirs de masse intermédiaire (au centre des amas globulaires ) et des trous noirs supermassifs au centre de la Voie lactée et d'autres galaxies.

Systèmes binaires compacts à rayons X

Les trous noirs stellaires dans les systèmes binaires proches sont observables lorsque la matière est transférée d'une étoile compagne au trou noir ; l'énergie libérée à l'automne vers l'étoile compacte est si grande que la question se réchauffe à des températures de plusieurs centaines de millions de degrés et irradie dans les rayons X . Le trou noir est donc observable aux rayons X, tandis que l'étoile compagne peut être observée avec des télescopes optiques . La libération d'énergie pour les trous noirs et les étoiles à neutrons est du même ordre de grandeur. Les trous noirs et les étoiles à neutrons sont donc souvent difficiles à distinguer.

Cependant, les étoiles à neutrons peuvent avoir des propriétés supplémentaires. Ils montrent une rotation différentielle , et peuvent avoir un champ magnétique et présenter des explosions localisées (sursauts thermonucléaires). Chaque fois que de telles propriétés sont observées, l'objet compact dans le système binaire se révèle comme une étoile à neutrons.

Les masses dérivées proviennent d'observations de sources de rayons X compactes (combinant des données de rayons X et optiques). Toutes les étoiles à neutrons identifiées ont une masse inférieure à 3,0 masses solaires ; aucun des systèmes compacts d'une masse supérieure à 3,0 masses solaires ne présente les propriétés d'une étoile à neutrons. La combinaison de ces faits rend de plus en plus probable que la classe des étoiles compactes avec une masse supérieure à 3,0 masses solaires soit en fait des trous noirs.

Notez que cette preuve de l'existence des trous noirs stellaires n'est pas entièrement observationnelle mais repose sur la théorie : nous ne pouvons penser à aucun autre objet pour ces systèmes compacts massifs dans les binaires stellaires en dehors d'un trou noir. Une preuve directe de l'existence d'un trou noir serait si l'on observe réellement l' orbite d'une particule (ou d'un nuage de gaz) qui tombe dans le trou noir.

Coups de pied du trou noir

Les grandes distances au-dessus du plan galactique obtenues par certains binaires sont le résultat de coups de pied natals de trous noirs. La distribution des vitesses des coups natals des trous noirs semble similaire à celle des vitesses des coups des étoiles à neutrons . On aurait pu s'attendre à ce que ce soient les impulsions qui seraient les mêmes avec des trous noirs recevant une vitesse inférieure à celle des étoiles à neutrons en raison de leur masse plus élevée, mais cela ne semble pas être le cas, ce qui peut être dû au repli de l'asymétrie matière expulsée augmentant la quantité de mouvement du trou noir résultant.

Écarts de masse

Il est prédit par certains modèles d'évolution stellaire que les trous noirs avec des masses dans deux gammes ne peuvent pas être directement formés par l'effondrement gravitationnel d'une étoile. Ceux - ci sont parfois distingués en tant que « inférieur » et « supérieur » écarts de masse, ce qui représente à peu près les gammes de 2 à 5 et 50 à 150 masses solaires ( M ☉ ), respectivement. Une autre plage donnée pour l'espace supérieur est de 52 à 133 M ☉ . 150  M ☉ a été considéré comme la limite de masse supérieure pour les étoiles à l'ère actuelle de l'univers.

Écart de masse inférieur

Un écart de masse plus faible est suspecté sur la base d'une rareté des candidats observés avec des masses de quelques masses solaires au-dessus de la masse maximale possible d'étoiles à neutrons. L'existence et la base théorique de cet écart possible sont incertaines. La situation peut être compliquée par le fait que tous les trous noirs trouvés dans cette gamme de masse peuvent avoir été créés via la fusion de systèmes d'étoiles à neutrons binaires, plutôt que par un effondrement stellaire. La collaboration LIGO / Virgo a signalé trois événements candidats parmi leurs observations d'ondes gravitationnelles dans l'essai O3 avec des masses composantes qui tombent dans cet écart de masse inférieur. Il a également été rapporté l'observation d'une étoile géante brillante et en rotation rapide dans un système binaire avec un compagnon invisible n'émettant aucune lumière, y compris des rayons X, mais ayant une masse de3.3+2,8
-0,7masses solaires. Ceci est interprété comme suggérant qu'il peut y avoir de nombreux trous noirs de faible masse qui ne consomment actuellement aucun matériau et sont donc indétectables via la signature radiographique habituelle.

Écart de masse supérieur

L'écart de masse supérieur est prédit par des modèles complets de l'évolution stellaire tardive. On s'attend à ce qu'avec l'augmentation de la masse, les étoiles supermassives atteignent un stade où une supernova d'instabilité de paire se produit, au cours de laquelle la production de paires , la production d' électrons libres et de positons lors de la collision entre les noyaux atomiques et les rayons gamma énergétiques , réduit temporairement la pression interne supportant le noyau de l'étoile contre l'effondrement gravitationnel. Cela conduit la chute de pression à un effondrement partiel, ce qui provoque à son tour fortement accéléré la combustion dans un emballement explosion thermonucléaire, entraînant l'étoile étant soufflés complètement à part sans laisser un reste stellaire derrière.

Les supernovae à instabilité de paire ne peuvent se produire que dans des étoiles dont la masse est comprise entre 130 et 250 masses solaires ( M ☉ ) (et une métallicité faible à modérée (faible abondance d'éléments autres que l'hydrogène et l'hélium - une situation courante dans les étoiles de la population III ) . Cependant, cet écart de masse devrait être étendu jusqu'à environ 45 masses solaires par le processus de perte de masse pulsatoire par instabilité de paire, avant l'apparition d'une explosion de supernova "normale" et d'un effondrement du noyau. Dans les étoiles non tournantes, la limite inférieure de l'écart de masse supérieur peut atteindre 60 M ☉ . La possibilité d'effondrement directement dans les trous noirs des étoiles avec une masse de base> 133 M ☉ , nécessitant la masse stellaire totale de> 260 M ☉ a été considéré, mais il peut y avoir peu de chances d'observer une supernova de haute masse reste; c'est-à-dire que la limite inférieure de l'écart de masse supérieur peut représenter une coupure de masse.

Les observations du système LB-1 d'une étoile et d'un compagnon invisible ont été initialement interprétées en termes de trou noir d'une masse d'environ 70 masses solaires, qui serait exclu par l'écart de masse supérieur. Cependant, d'autres enquêtes ont affaibli cette affirmation.

Des trous noirs peuvent également être trouvés dans le trou de masse par des mécanismes autres que ceux impliquant une seule étoile, comme la fusion de trous noirs.

Candidats

Voir aussi : Liste des trous noirs et Liste des trous noirs les plus proches

Notre galaxie de la Voie lactée contient plusieurs candidats au trou noir de masse stellaire (BHC) qui sont plus proches de nous que le trou noir supermassif dans la région du centre galactique . La plupart de ces candidats sont membres de systèmes binaires à rayons X dans lesquels l'objet compact tire de la matière de son partenaire via un disque d'accrétion. Les trous noirs probables dans ces paires vont de trois à plus d'une douzaine de masses solaires .

Nom masse BHC
( masses solaires )		 Masse compagne
(masses solaires)		 Période orbitale
(jours)		 Distance de la Terre
( années-lumière )		 Lieu
LB-1 68 +11/-13 8 78,9 15 000 06:11:49 +22:49:32
A0620-00 / V616 lun 11 ± 2 2,6–2,8 0,33 3 500 06:22:44 -00:20:45
GRO J1655-40 / V1033 Sco 6,3 ± 0,3 2,6–2,8 2.8 5 000 à 11 000 16:54:00 -39:50:45
XTE J1118+480 / KV UMa 6,8 ± 0,4 6−6,5 0,17 6 200 11:18:11 +48:02:13
Cyg X-1 11 ± 2 ≥18 5.6 6 000 à 8 000 19:58:22 +35:12:06
GRO J0422+32 / V518 Par 4 ± 1 1.1 0,21 8 500 04:21:43 +32:54:27
GRO J1719-24 4.9 ~1.6 éventuellement 0,6 8 500 17:19:37 -25:01:03
GS 2000+25 / QZ Vul 7,5 ± 0,3 4,9 à 5,1 0,35 8.800 20:02:50 +25:14:11
V404 Cyg 12 ± 2 6.0 6.5 7 800 ± 460 20:24:04 +33:52:03
GX 339-4 / V821 Ara 5.8 5-6 1,75 15 000 17:02:50 -48:47:23
GRS 1124-683 / GU Mus 7,0 ± 0,6 0,43 17 000 11:26:27 -68:40:32
XTE J1550-564 / V381 Ni 9,6 ± 1,2 6,0–7,5 1.5 17 000 15:50:59 -56:28:36
4U 1543-475 / IL Lupi 9,4 ± 1,0 0,25 1.1 24 000 15:47:09 -47:40:10
XTE J1819-254 / V4641 Sgr 7,1 ± 0,3 5–8 2,82 24 000-40 000 18:19:22 -25:24:25
GRS 1915+105 / V1487 Aql 14 ± 4,0 ~1 33,5 40 000 19:15:12 +10:56:44
XTE J1650-500 9,7 ± 1,6 . 0,32 16:50:01 -49:57:45

Extragalactique

Les candidats en dehors de notre galaxie proviennent des détections d' ondes gravitationnelles :

En dehors de notre galaxie
Nom masse BHC
( masses solaires )		 Masse compagne
(masses solaires)		 Période orbitale
(jours)		 Distance de la Terre
( années-lumière )		 Lieu
GW150914 (62 ± 4) M ☉ 36 ± 4 29 ± 4 . 1,3 milliard
GW170104 (48,7 ± 5) M ☉ 31,2 ± 7 19,4 ± 6 . 1,4 milliard
GW151226 (21,8 ± 3,5) M ☉ 14,2 ± 6 7,5 ± 2,3 . 2,9 milliards

La disparition de N6946-BH1 suite à l' échec d' une supernova dans NGC 6946 peut avoir entraîné la formation d'un trou noir.

Voir également

Les références

Liens externes