Effondrement gravitationnel

L'effondrement gravitationnel est la contraction incontrôlée d'un corps massif sous l'effet de sa propre gravité, lorsque la pression interne ne peut plus le soutenir, processus qui donne naissance aux naines blanches, aux étoiles à neutrons et aux trous noirs.

Definition

L'effondrement gravitationnel est la contraction dynamique d'un corps auto-gravitant lorsque le soutien de la pression interne fait défaut, conduisant soit à un résidu compact stable tel qu'une naine blanche ou une étoile à neutrons, soit, au-delà d'une masse critique, à la formation d'un horizon des événements de trou noir et d'une singularité.

Scope

Ce sujet aborde l'équilibre et la stabilité des objets compacts, les limites de masse de Chandrasekhar et de Tolman-Oppenheimer-Volkoff au-delà desquelles aucune configuration statique n'existe, le modèle idéalisé d'Oppenheimer-Snyder d'effondrement sans pression, l'apparition de surfaces piégées et la formation d'horizon, la différence entre l'effondrement tel qu'observé par un observateur en chute libre et un observateur distant, et les contextes astrophysiques des supernovae et de la formation des trous noirs de masse stellaire.

Core questions

• Qu'est-ce qui détermine si une étoile en effondrement devient une étoile à neutrons ou un trou noir ?
• Comment l'effondrement apparaît-il différemment à un observateur en chute libre et à un observateur distant ?
• Quelles limites de masse encadrent l'existence d'objets compacts stables ?

Key concepts

• Limite de Chandrasekhar
• Limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff
• Pression de dégénérescence
• Formation de surface piégée
• Gel apparent à l'horizon
• Effondrement du cœur de supernova

Key theories

Oppenheimer-Snyder collapse

L'effondrement idéalisé d'une sphère uniforme sans pression montre que la surface franchit son rayon de Schwarzschild en un temps propre fini, formant un horizon des événements, tandis qu'un observateur distant voit l'effondrement sembler se figer et se décaler vers le rouge à l'horizon.

Mass limits for compact objects

La pression de dégénérescence ne peut soutenir une naine blanche que jusqu'à la limite de Chandrasekhar et une étoile à neutrons que jusqu'à la limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff ; au-delà de ces limites, aucun équilibre statique n'existe et l'effondrement en trou noir est inévitable.

Clinical relevance

L'effondrement gravitationnel est le moteur des supernovae à effondrement de cœur, de la formation des étoiles à neutrons et des trous noirs de masse stellaire, ainsi que des fusions d'objets compacts détectées sous forme d'ondes gravitationnelles ; les limites de masse qu'il établit sont utilisées pour interpréter les masses inférées pour les étoiles à neutrons et les trous noirs observés.

History

Chandrasekhar a découvert la limite de masse des naines blanches en 1931 ; en 1939, Oppenheimer et Volkoff ont dérivé la limite des étoiles à neutrons, et Oppenheimer et Snyder ont publié le premier modèle relativiste d'effondrement continu vers un trou noir, des résultats largement mis de côté jusqu'à ce que la renaissance de la relativité générale dans les années 1960 les remette au goût du jour.

Key figures

• J. Robert Oppenheimer
• Hartland Snyder
• Subrahmanyan Chandrasekhar
• Richard Tolman

Seminal works

• oppenheimer1939
• shapiroteukolsky1983

Frequently asked questions

Pourquoi un observateur distant ne voit-il jamais l'étoile franchir l'horizon ?

La lumière provenant de la surface en effondrement est de plus en plus décalée vers le rouge et retardée à mesure qu'elle s'échappe près de l'horizon, de sorte qu'un observateur lointain voit la surface ralentir et s'estomper, semblant se figer, même si la surface elle-même franchit l'horizon en un temps propre fini.

Toute étoile massive finit-elle en trou noir ?

Non. L'issue dépend de la masse du résidu : les cœurs plus légers forment des naines blanches, les cœurs intermédiaires forment des étoiles à neutrons, et seuls les cœurs dépassant la limite de masse des étoiles à neutrons s'effondrent en trous noirs, la perte de masse pendant la vie de l'étoile influençant fortement le résultat.