Trous noirs de masse stellaire

Lorsqu'un cœur d'étoile très massive est trop lourd pour être soutenu par une quelconque pression, il s'effondre sans limite pour former un trou noir, une région dont la gravité est si intense que même la lumière ne peut s'en échapper.

Definition

Un trou noir de masse stellaire est un reliquat compact, formé à partir de l'effondrement du cœur d'une étoile massive, dont la gravité est si intense qu'une région délimitée par un horizon des événements ne permet à rien, y compris la lumière, de s'échapper.

Scope

Ce sujet aborde la formation des trous noirs de masse stellaire à partir de l'effondrement de cœurs stellaires massifs, leur description par les solutions de Schwarzschild et de Kerr de la relativité générale, l'horizon des événements et l'orbite stable la plus interne, leur détection via les binaires X et les ondes gravitationnelles, ainsi que la gamme de masses qui les distingue des étoiles à neutrons.

Core questions

• Comment se forme un trou noir de masse stellaire ?
• Qu'est-ce qu'un horizon des événements ?
• Comment détecter quelque chose qui n'émet pas de lumière ?
• Quelles masses les trous noirs de masse stellaire possèdent-ils ?

Key concepts

• horizon des événements
• rayon de Schwarzschild
• trou noir de Kerr
• disque d'accrétion
• binaire X
• ondes gravitationnelles
• lacune de masse

Key theories

Effondrement ininterrompu vers un trou noir

Si un cœur stellaire en effondrement dépasse la masse maximale que les forces de dégénérescence et nucléaires peuvent supporter, aucune pression connue ne peut l'arrêter ; la relativité générale prédit un effondrement continu à l'intérieur d'un horizon des événements, comme l'ont montré pour la première fois Oppenheimer et Snyder pour un effondrement idéalisé.

Détection par accrétion et ondes gravitationnelles

Les trous noirs de masse stellaire sont révélés lorsqu'ils accrètent de la matière d'un compagnon et brillent en rayons X, et par les ondes gravitationnelles émises lorsque deux trous noirs s'enroulent en spirale et fusionnent, détectées pour la première fois en 2015, qui mesurent directement leurs masses et leurs spins.

Mechanisms

Le cœur en effondrement d'une étoile suffisamment massive dépasse toute pression de soutien et tombe à l'intérieur de son rayon de Schwarzschild, formant un horizon des événements. Un tel trou noir devient observable lorsque le gaz d'une étoile compagnon s'y enroule en spirale à travers un disque d'accrétion chaud et émet des rayons X, ou lorsque deux trous noirs fusionnent et rayonnent de l'énergie sous forme d'ondes gravitationnelles.

Clinical relevance

Les trous noirs de masse stellaire permettent de tester la relativité générale dans le régime de champ fort, sont au cœur de l'étude de la physique de l'accrétion et des jets relativistes dans les binaires X, et sont les sources dominantes détectées par les observatoires d'ondes gravitationnelles terrestres, ouvrant une nouvelle voie pour recenser les reliquats compacts et sonder l'évolution des étoiles massives.

History

Schwarzschild a résolu les équations d'Einstein pour une masse ponctuelle en 1916, Oppenheimer et Snyder ont modélisé l'effondrement gravitationnel en 1939, Kerr a trouvé la solution de rotation en 1963, et les premiers trous noirs de masse stellaire ont été identifiés dans des binaires X tels que Cygnus X-1, puis confirmés en masse par les détections d'ondes gravitationnelles.

Debates

La lacune de masse entre les étoiles à neutrons et les trous noirs

La question de savoir s'il existe une lacune dans la distribution de masse entre les étoiles à neutrons les plus lourdes et les trous noirs les plus légers, et où se situe la limite, est débattue ; les événements d'ondes gravitationnelles avec des masses dans cette gamme permettent de tester si une telle lacune existe.

Key figures

• J. Robert Oppenheimer
• Karl Schwarzschild
• Roy Kerr
• Roger Penrose

Seminal works

• abbott2016
• shapiro1983

Frequently asked questions

Comment peut-on observer un trou noir si la lumière ne peut pas s'en échapper ?

Nous détectons les trous noirs indirectement : le gaz tombant vers un trou noir s'échauffe et émet des rayons X avant de franchir l'horizon, les orbites des étoiles compagnons révèlent un objet massif invisible, et les trous noirs en fusion rayonnent des ondes gravitationnelles que les détecteurs sur Terre peuvent mesurer.

Quelle est la masse des trous noirs de masse stellaire ?

Leur masse varie généralement de quelques fois à quelques dizaines de fois la masse du Soleil, formés à partir de l'effondrement d'étoiles massives ; cela les distingue des trous noirs supermassifs de millions à milliards de masses solaires trouvés au centre des galaxies.