Avr 01 2015

Les étoiles: Qui sont-elles ?

Ciel étoilé, la voie lactée est bien visible au centre Crédits: Babak Tafreshi / Barcroft Media

Ciel étoilé, la voie lactée est bien visible au centre
(Crédits: Babak Tafreshi / Barcroft Media)

Elles sont si nombreuse et si présentes dans le ciel nocturne, qu’on en oublie parfois leur véritable nature.

Les étoiles n’ont cessé de fasciner nos ancêtres, et furent le sujet de bien des légendes. Observé sans cesse, leurs mouvements particuliers sur la voûte céleste intrigua. Tous les peuples de la Terre se sont interrogés sur leur nature et leur signification, et chacun interpréta leur présence d’une façon qui leur était propre.

Elles ont guidé les navigateurs et les peuples nomades, personnifié des Dieux, influencé des destinées, et pendant bien longtemps, restèrent un mystère.

Aujourd’hui, lorsqu’on les regarde depuis la Terre, dans le calme d’une nuit d’été, nous sommes loin d’imaginer quelle terrible violence les agite.

Retour aux origines

Pour bien comprendre ce qu’est une étoile, et pourquoi elles sont si lumineuses et affublées d’une telle longévité, il faut remonter à la façon dont elles naissent.

Un élément en est la clé

Toutes les étoiles, sont le fruit d’un mélange de matière et de gravité, mais pas n’importe quelle matière. Il faut savoir que l’hydrogène est l’élément chimique le plus simple et le plus courant dans l’univers.

Atome d'Hydrogène. Un électron gravitant autour d'un proton. Crédits: C.P. Rigel

Atome d’Hydrogène. Un électron gravitant autour d’un proton.
(Crédits: C.P. Rigel)

Constitué d’un proton et d’un électron, ce fut le premier atome à apparaître après le Big Bang avec l’hélium et le lithium, peu de temps après la formation des premiers protons (environ 1 seconde après le Big Bang).

Pour cette raison, la plupart des nuages de gaz interstellaires en sont majoritairement constitués. S’il est extrêmement abondant dans l’univers, il est beaucoup plus rare sur la Terre à l’état naturel. Il y a une raison très simple à cela, sur Terre les conditions de pression ne permettent pas à l’hydrogène de rester seul bien longtemps. Il aura alors une très forte tendance à se combiner avec d’autres atomes pour former des éléments plus complexes. Dans l’espace, la pression « nulle » lui permet d’exister sous sa forme simple.

L’hydrogène fait partie des atomes qui constituent les molécules organiques. Ainsi, il est à la base de toute les matières vivantes et environ 10% de la masse de notre corps humain est constituée d’hydrogène.

 

Le nuage proto-stellaire

Les nuages de gaz existent en grand nombre dans l’univers, c’est ce que l’on appelle des nébuleuses. Ces nébuleuses sont le plus souvent très riches en hydrogène, or il arrive parfois que des « grumeaux » se forment au sein de ces nuages.

Vue d'artiste d'une proto-étoile et de son nuage. Crédits: NASA

Vue d’artiste d’une proto-étoile et de son nuage.
(Crédits: NASA)

Certaines zones du nuage subissent parfois une compression qui peut être due à une onde de choc, des mouvements internes du gaz qui le constitue, ou même de l’influence d’autres étoiles environnantes. Sous l’effet de cette compression, la zone va se densifier.

S’en suit un « effet boule de neige », le grumeau, que l’on appelle proto-étoile, gagne en matière et devient plus massif que le gaz environnant. Sa masse génère alors un champ de gravité, qui va attirer encore plus de matière, augmentant encore son champ de gravité. Le nuage va progressivement s’effondrer vers le centre de la proto-étoile, et amorcer un mouvement de rotation.

La pression du centre de la proto-étoile va augmenter, ainsi que sa température. Lorsqu’elles deviennent suffisantes, une réaction nucléaire va s’amorcer et l’étoile s’allume.

Comment « marche » une étoile ?

Contrairement aux idées fréquemment véhiculées par les médias, l’intérieur d’une étoile ne fonctionne pas du tout de la même façon qu’une centrale nucléaire. En réalité c’est même l’exact opposé !

La fusion nucléaire, l’origine de son énergie

Atome d'Hélium. Deux électrons gravitant autour de deux couples proton-neutron. Crédits: C.P. Rigel

Atome d’Hélium. Deux électrons gravitant autour de deux couples proton-neutron.
(Crédits: C.P. Rigel)

Dans une centrale nucléaire, l’énergie provient de la fission d’atomes lourds, en atomes plus légers. C’est à dire que de gros atomes (notamment des atomes d’uranium) sont cassés en atomes plus petits. L’énergie dégagée par la réaction est ensuite récupérée sous forme de chaleur pour faire bouillir de l’eau, dont la vapeur sert à faire tourner les turbines de la centrale.

Au sein des étoiles il se passe le phénomène inverse, à cause de la gravité qui attire de plus en plus de matière, les atomes d’hydrogène ne cessent de s’entrechoquer avec violence. Lorsque la pression et la température au centre deviennent trop forts, les atomes fusionnent entre-eux. C’est à dire que les atomes d’hydrogène se combinent pour former, après plusieurs étapes, un atome d’hélium. A chaque fusion d’atome, une grande quantité d’énergie est libérée. C’est ce type d’énergie qui est à l’œuvre dans les bombes thermonucléaires modernes, dites bombes H (comme Hydrogène).

L’énergie dégagée est telle, qu’elle va s’opposer à la gravité en appliquant une pression inverse, empêchant l’étoile de s’effondrer sur elle-même. L’étoile est née et reste stable.

Elle va ainsi continuer de « brûler » son hydrogène et le convertir en hélium jusqu’à épuisement de ses réserves. Ce qui peut prendre un certain temps en fonction de la catégorie d’étoile à laquelle nous avons affaire. Dans le cas de notre Soleil, qui entre dans la catégorie des naines jaunes, il s’agirait approximativement de 10 milliards d’années. Après quoi il entre dans le cycle complexe de la mort d’une étoile, que je détaillerai un peu plus loin dans cet article. Sachant qu’il est actuellement âgé de 4,5 milliards d’années, il lui reste donc encore assez d’hydrogène pour maintenir son équilibre pendant 5,5 milliards d’années environ.

Anatomie d’une étoile

Il est possible de généraliser la composition d’une étoile, afin d’imaginer ce qu’il se trouve à l’intérieur. Imaginer seulement, car il est absolument impossible d’y faire entrer la moindre sonde ou le moindre capteur. Rien que s’en approcher constituerait une prouesse technologique, tant l’énergie dégagée est énorme.

Coupe du Soleil Crédits: C.P. Rigel

Coupe du Soleil
(Crédits: C.P. Rigel)

On peut décomposer une étoile en plusieurs couches, mais ces couches ne sont pas du tout distinctes. La limite d’une couche à l’autre est très diffuse et il n’y a pas de frontière franche.

Le cœur de l’étoile

C’est ici que se déroulent les réactions de fusion thermonucléaire. La matière y est si dense et si chaude (plus de 15 millions de degrés) que les protons parviennent à fusionner, produisant un dégagement d’énergie colossal, et formant de nouveaux atomes plus lourds (comme de l’hélium). Une partie de cette énergie est produite sous forme de photon, et donc de lumière. Et on pourrait croire, comme le montre mon infographie, que la lumière régnant au centre doit y être aveuglante. Mais il n’en est rien ! Les conditions régnant au cœur sont telles, qu’il sera très compliqué pour ces photons d’atteindre l’espace. Chaque photon émis, ne peut parcourir qu’une très courte distance avant d’être absorbé par un autre atome. Le centre de l’étoile apparaîtrait donc opaque pour un hypothétique observateur, ses yeux ne pouvant capturer que les quelques photons qui parviendraient à se frayer un chemin jusqu’à sa rétine.

La zone de radiation

A ce niveau, la densité de la matière reste extrêmement élevée. La propagation de l’énergie émise par le noyau ne peut donc avoir lieu que par radiation. C’est à dire que les atomes de cette couche vont absorber l’énergie reçu du noyau, puis la réémettre vers leurs voisin. Ce processus dure extrêmement longtemps (plusieurs millions d’années) pour une particule.

La zone de convection

Comme son nom l’indique, cette zone est différente car la moindre densité de matière permet à celle-ci des mouvements de convection. Il s’agit là du même phénomène que celui que l’on peut expérimenter sur Terre avec une montgolfière par exemple. L’air chaud, s’élève au dessus de la masse d’air plus froid en accord avec le principe de la poussée d’Archimède.

Il en va de même avec les atomes de l’étoile, la masse plus chaude, va « monter » vers les couches externes de l’astre, s’y refroidir, et redescendre. Puis se réchauffer à nouveau, et ainsi de suite.

La photosphère

Il s’agit de la seule partie visible de sa structure (avec la couronne). C’est la zone externe de l’étoile, celle dont nous provient la lumière visible. Cette lumière est émise par les atomes qui constituent cette couche, mais l’énergie qui en est la source, provient quant à elle, du cœur de l’étoile. Si bien que l’on peut dire dans une certaine mesure que les photons qui sont émis de la photosphère proviennent du cœur de l’étoile.

Gros plan sur la couronne solaire effectué en Janvier 2014, par le Solar Dynamics Observatory. (Crédits: NASA)

Gros plan sur la couronne solaire effectué en Janvier 2014, par le Solar Dynamics Observatory. (Crédits: NASA)

Mais comme nous l’avons vu, leurs chemin fut long et difficile. Si bien que l’on peut dire qu’un photon mettra plusieurs millions d’années à traverser les différentes couches qui le sépare du vide spatial. Et dans le cas de notre Soleil, 8 minutes supplémentaires avant de parvenir à nos yeux.

La couronne

La couronne est sans doute la partie la plus célèbre du corps de notre étoile. C’est celle qui est visible lors des éclipses, et dont tous les mystères ne sont pas encore résolus aujourd’hui.

Nous ne sommes pas encore certains que toutes les étoiles en possèdent une. Mais étant donné qu’elle est le résultat de l’intense activité magnétique générée par la zone de convection, nous pensons que c’est le cas pour la majorité des étoiles de type semblable à notre Soleil. C’est à dire les étoiles de faible masses.

Sa température est extrêmement élevée (plusieurs millions de degrés), et les raisons ne sont pas encore totalement comprises. Même si l’on pense que les champs magnétiques qui y règnent y sont pour quelque chose.

C’est également le départ des fameuses « Éruptions solaires« , qui sont dues à de brusques ruptures et reconnexions des lignes de champ magnétiques qui baignent la photosphère. Ces événements projettent alors de grandes quantités de matière ionisée à travers l’espace.

Les étoiles se suivent mais ne se ressemblent pas

Le ballet des étoiles

Il serait aisé de s’imaginer le Soleil immobile dans l’univers. Servant de point de référence pour se représenter la rotation des planètes du système solaire autour de leur étoile. Mais dans l’espace, il n’est rien qui soit immobile.

Le soleil lui-même entraîne avec lui l’ensemble de son système dans une course folle autour du centre de notre galaxie, la Voie Lactée.

Représentation visuelle de la Voie Lactée et de la position de notre Système Solaire. (Crédit: NASA)

Représentation visuelle de la Voie Lactée et de la position de notre Système Solaire. (Crédit: NASA)

Comme les planètes sont victimes de la gravité du Soleil et tournent autour de lui, ce dernier est victime de la gravité de notre centre galactique et tourne autour de lui. Le Soleil et l’ensemble des étoiles qui peuplent notre galaxie, c’est à dire entre 200 et 400 milliards.

Il a été calculé que le Soleil mettait environ 226 millions d’années à faire un tour complet autour du centre galactique. Centre qui a été baptisé Sagittarius A et qui contiendrait selon toute vraisemblance, un trou noir supermassif.

Vous avez certainement déjà vu des représentations visuelles de notre Voie Lactée. Il s’agit de vues extrapolées par les observations et bien entendu pas de photographies que nous serions bien incapable de prendre. Ce que l’on peut en dire, c’est que notre galaxie est une galaxie spirale, et qu’elle entraîne dans sa rotation un certain nombre de « bras ». Cette déduction fut faite par Jan Oort et Bertil LindBlad qui mirent en évidence la différence de vitesse de rotation autour du centre galactique de plusieurs étoiles, s’expliquant par une forme de spirale.

 

Notre Soleil quant à lui se situe sur le bras d’Orion, visible sur l’image ci-dessus.

Toutes différentes

Les étoiles elle aussi ont leurs spécificités. Tailles, masses, couleurs et styles de vie, chacune est unique mais il est possible d’en distinguer de grandes familles. Je précise que cette liste n’est pas exhaustive et qu’il existe bon nombre d’étoiles très particulières qui n’entrent pas dans l’une de ces familles.

Naines brunes

Vue d'artiste d'une naine brune. (Crédit: NASAD’une taille imposante, mais pas assez pour amorcer les réactions de fusion thermonucléaire qui en sont le moteur. Ces étoiles ont en quelque sorte, raté leur allumage. D’un point de vue général, une étoile doit posséder une masse au moins égale à 0,08 fois celle de notre Soleil pour réussir cet allumage. Très peu lumineuses, elles sont de ce fait extrêmement difficile à repérer.

Naines rouges

naine-rougeDe loin les plus nombreuses, les naines rouges sont des étoiles dont la masse est comprise entre 0,08 et 0,8 fois celle de notre Soleil. Elles ont la particularité de ne pas (ou presque pas) posséder de zone de radiation, et brulent leur carburant nucléaire de façon extrêmement lente, ce qui leurs confère une grande longévité. Notre plus proche voisine, Proxima du Centaure, est une naine rouge.

Naines jaunes

naine-jaune(Soleil)C’est bien sur la catégorie que l’on connait le mieux puisque notre Soleil en est une. Allant de 0,8 à 1,2 masses solaires, ces étoiles sont parmi les plus stables et les plus calmes. Du moins tant qu’elles disposent de suffisamment de réserves en carburant nucléaire. Passé ce délai, le cycle de mort de l’étoile va s’engager et la métamorphoser… En géante rouge !

Géantes et Supergéantes bleues

Crédit: Keepwalking07

Crédit: Keepwalking07

Lorsqu’une étoile dépasse une masse de 18 fois celle du Soleil, elle obtient le statut de géante bleue. Sa masse et sa température sont telles, que l’énergie qu’elle dégage rayonne dans le bleu et l’ultraviolet. Ce type d’étoile consomme très rapidement son hydrogène, mais sa grande masse lui permet de poursuivre les réactions de fusion avec des atomes plus lourds produits par les fusions précédentes.

Une fois l’hydrogène consommé, elle passe à l’hélium, puis le carbone et l’oxygène jusqu’à épuisement des réserves. Ce type d’étoile est extrêmement lumineux, leur magnitude peut atteindre des niveaux inférieurs à -6.

L’une des géantes bleues les plus visible depuis la Terre est Rigel (qui est même une supergéante bleue), et qui est l’étoile la plus brillante de la constellation d’Orion.

Géantes et Supergéantes rouges

geante-rougeLes géantes rouges sont des étoiles en fin de vie. Notre Soleil par exemple, se transformera en géante rouge avant de mourir. Nous verrons cela plus en détail dans la section suivante. Lorsqu’une étoile ne dispose plus de suffisamment d’hydrogène dans son noyau, ce sont les couches externes et les atomes d’hélium qui vont commencer à fusionner. La pression interne devient plus importante et l’étoile se dilate jusqu’à atteindre une dimension qui peut dépasser plusieurs centaines de fois le diamètre originel. Son refroidissement progressif, décale son rayonnement vers le rouge. Si l’étoile d’origine était une géante bleue, alors elle deviendra une supergéante rouge. Bételgeuse, très reconnaissable par son éclat rosé dans le ciel, est un exemple de géante rouge.

Naines blanches

La nébuleuse de la Lyre (ou M57), dont le centre est une naine blanche.

La nébuleuse de la Lyre (ou M57), dont le centre est une naine blanche.

Ces objets sont parmi les plus petits des objets stellaires. D’une taille comparable à la Terre, elles sont le reliquat d’étoiles passées. C’est ce qui attend plus de 90% des étoiles de l’univers. Lorsqu’une étoile entame son processus d’extinction, elle passe par différentes phases que nous verrons un peu plus loin dans cet article, mais celui de naine blanche est l’avant-dernier stade de la mort d’une étoile d’une taille originelle inférieure à 10 fois celle du Soleil. Elles sont incroyablement denses, une cuillère à soupe de la matière d’une naine blanche, pèserait une tonne sur Terre. Elles émettent une lumière blanche à cause de leur température de 100.000° emmagasinée par l’étoile qu’elle fut, et se refroidissent lentement. Son cœur est composé de carbone et d’oxygène, et ses couches externes d’hélium et d’hydrogène continuent de fusionner tout en se dissipant vers l’espace, donnant progressivement naissance à une nébuleuse. A terme, elle aura expulsé la totalité de son enveloppe, et seul le noyau de carbone et d’oxygène persistera. Elle deviendra alors une naine noire. L’univers est encore trop jeune (13 milliards d’années) pour avoir des naines noires, c’est donc un objet hypothétique et qui n’existe pas encore.

Pour maintenir sa stabilité et permettre son refroidissement progressif, la masse d’une naine blanche ne doit pas atteindre la limite de Chandrasekhar qui est de 1,4 fois celle du Soleil. Si cette limite était approchée, par exemple dans le cas ou elle « volerait » de la matière à une étoile compagnon (ou binaire), sa stabilité serait rompue et elle deviendrait alors une Nova. Sa luminosité augmenterait de façon très brutale à des niveau extrêmement élevés pendant quelques jours, avant de reprendre son état initial. Mais si elle récupérait trop de matière et qu’elle dépassait cette limite, la naine blanche serait pulvérisée en une Supernova thermonucléaire de type Ia.

Etoiles à neutrons

Vue d'artiste d'une étoile à neutron et de ses champs magnétiques. (Crédit: Casey Reed - Penn State University)

(Crédit: Casey Reed – Penn State University)

Une étoile à neutron est l’un des objet les plus exotiques. A l’instar de la naine blanche, il s’agit d’un reliquat d’étoile dont la masse originelle était supérieure à 10 masses solaires. Son diamètre peut être compris entre 10 et 20 kilomètres ! Elle est donc minuscule !

Il est très compliqué de décrire la composition d’une étoile à neutrons, car la matière y est soumise à une densité titanesque et s’y comporte d’une façon très particulière. Pour reprendre l’exemple cité plus haut, une cuillère à soupe d’étoile à neutrons pèserait un milliard de tonnes sur Terre, soit environ 2700 fois le poids de l’Empire State Building ! Mais pour schématiser, on pourrait dire qu’elle est composée principalement de noyaux atomiques et de neutrons libres sous une forme superfluide.

 

 

Représentation d'un Pulsar

Représentation d’un Pulsar

Lors de sa formation, elle va conserver la rotation de l’étoile qu’elle fut. Il arrive donc de trouver des étoiles à neutrons qui tournent à des vitesses folles (plus de 1000 tours par seconde). Leur champ magnétique très intense peut projeter un faisceau de radiation et de particules à travers l’espace, ce qui fait qu’un observateur placé dans le bon axe verra ces émissions par intermittence (à cause de sa rotation rapide). Un peu à la manière d’un phare qui balayerait l’espace.

C’est ce que l’on appelle un pulsar.

 

Vie et mort d’une étoile… Enfin presque

Vous l’aurez compris en lisant la section précédente, le destin d’une étoile peut être très variable. Et le chemin qu’elle prendra n’obéit qu’à un seul critère déterminant: sa masse !

Du grandiose vers l’oubli

Dans le cas d’une étoile d’une masse inférieure à 10 masses solaires, le scénario sera le passage vers le stade de géante rouge, puis celui de la naine blanche.

Cycle de disparition d'une géante rouge et de naissance d'une naine blanche. (Crédit: NASA)

Cycle de disparition d’une géante rouge et de naissance d’une naine blanche.
(Crédit: NASA)

Lorsque les réserves d’hydrogène du noyau seront épuisées, l’enveloppe de l’étoile va se dilater. Le noyau essentiellement composé d’hélium va se contracter, et les réactions de fusion de l’hydrogène vont prendre place sur les couches externes. La pression interne augmentant, les couches supérieures vont se réchauffer et se dilater jusqu’à octroyer un diamètre de plusieurs centaines de fois le diamètre originel. La surface de l’étoile augmentant énormément, elle va également se refroidir plus vite, provoquant un rayonnement décalé vers le rouge.

Sa température interne sera suffisante pour continuer les réactions de fusion, et l’hélium sera transformé en carbone. Mais elle ne sera jamais suffisante pour aller plus loin que ce stade.

On estime que le Soleil y arrivera dans environ 5,5 milliards d’années. Il va alors grossir jusqu’à engloutir la Terre ! Au bout de plusieurs milliards d’années, les couches externes de l’étoile seront soufflées vers l’espace et seul le noyau persistera sous la forme d’une naine blanche, puis d’une naine noire. Les couches externes vont continuer de s’éloigner de l’étoile tout en se refroidissant, donnant naissance à une nébuleuse.

Un choc cataclysmique

Un autre destin, bien plus spectaculaire, attend les étoiles dont la masse excède 8 à 10 fois celle du Soleil. Pour elles, il n’y aura pas de stade intermédiaire qui va durer des milliards d’années, mais une réaction d’effondrement qui va durer quelques millisecondes. Nous avons vu que ce qui permet la stabilité d’une étoile est l’opposition de deux forces:

  • La gravité – Provoquant une pression vers le centre
  • La fusion nucléaire – Générant une énergie qui créé une pression vers l’extérieur

L’opposition de ces deux forces, permet l’équilibre.

(Credit: C.P. Rigel)

(Credit: C.P. Rigel)

Lorsque le cœur de l’étoile aura terminé de transformer son hydrogène en hélium, la température et la pression resteront suffisantes pour provoquer la fusion des atomes d’hélium en carbone, puis du carbone en néon, du néon en oxygène, de l’oxygène en silicium et enfin du silicium en fer. Et c’est là que va se jouer sa fin tragique, car il n’est pas possible de tirer de l’énergie de la fusion d’atomes de fer. La deuxième force va donc progressivement décroitre, et laisser libre cours à la force de gravité qui va attirer la matière vers les zones les plus denses, c’est à dire: le centre de l’étoile.

Elle se contracte sur elle-même et sa taille diminue significativement, mais elle ne va pas encore s’effondrer car une autre force va venir à la rescousse. La force de répulsion des électrons entre eux (qu’on appelle « pression de dégénérescence« ) va permettre de résister à cette gravité.

Mais pendant ce temps, les autres éléments continuent de fusionner et de produire du fer. La densité du noyau de fer augmente donc toujours et finira par atteindre la limite de Chandrasekhar. A ce moment, la pression de dégénérescence ne sera plus suffisante pour s’opposer à la force de gravitation du noyau de fer. L’étoile va donc subitement s’effondrer sur elle même en quelques millisecondes. Sous l’effet de la pression, la matière du noyau va se transformer en une soupe de neutrons et de neutrinos.

(Credit: C.P. Rigel)

(Credit: C.P. Rigel)

Une fois encore, une autre force va venir empêcher l’effondrement gravitationnel total. Il s’agit de la force nucléaire, celle là même qui permet la cohésion des noyaux atomiques, mais qui devient très répulsive lorsque la « densité maximale » de l’atome est atteinte (à ne pas confondre avec la force induite par la fusion nucléaire). L’effondrement du noyau s’arrête donc brutalement, et les couches externes qui s’effondraient sur le noyau vont rebondir dessus avec violence, provoquant une onde de choc dirigée vers l’extérieur et qui va balayer toute la matière qu’elle rencontre. C’est une Supernova.

Les Supernovæ sont parmi les phénomène les plus violents de l’univers. A titre d’exemple, lorsqu’une Supernova explose, la lumière qu’elle rayonne peut atteindre des niveaux équivalents à celle d’une galaxie toute entière ! Et cette luminosité ne contient que 0,01% de l’énergie produite par l’explosion. 99% sont rayonnés sous la forme de neutrinos et le reste est porté par le mouvement imprimé à la matière qu’elle a expulsée.

Toute cette matière va donc se répandre dans l’espace et former une nébuleuse que l’on appelle: Rémanent de Supernova.

Au centre de ce rémanent, le noyau désormais constitué essentiellement de neutrons, va persister et former une étoile à neutron.

La nébuleuse du Crabe est le rémanent de la supernova SN 1054 qui a été observée par un astronome chinois entre l'an 1054 et 1056. Au centre persiste le pulsar du Crabe. (Crédit: NASA)

La nébuleuse du Crabe est le rémanent de la supernova SN 1054 qui a été observée par un astronome chinois entre l’an 1054 et 1056. Au centre persiste le pulsar du Crabe.
(Crédit: NASA)

Au delà de nos perceptions

Ce dernier scénario décrit la mort d’une étoile massive, mais il existe des étoiles si gigantesques qu’elles mettent nos connaissances et notre imagination à rude épreuve. Nous avons parlé de la limite de Chandrasekhar qui représente la masse maximale qu’un objet peut atteindre avant que la force de gravité n’outrepasse la force de répulsion des électrons. Et nous avons vu que malgré le franchissement de cette limite, l’effondrement de l’étoile était stoppé par la Force nucléaire issue des noyaux atomiques. Mais cette dernière force possède elle aussi une limite, la limite d’Oppenheimer-Volkoff.

Simulation de ce à quoi devrait ressembler un trou noir stellaire. Le cercle noir est l'horizon des événements. (Crédit: NASA/JPL)

Simulation de ce à quoi devrait ressembler un trou noir stellaire. Le cercle noir est l’horizon des événements.
(Crédit: NASA/JPL)

Cette limite est moins nette et définie entre 1,5 et 3,2 masses solaires. C’est à dire que si le noyau de fer dépasse cette limite au cours de l’effondrement, la force nucléaire qui empêchait l’étoile à neutrons de s’effondrer sera vaincue par la gravité du noyau de fer. L’étoile va alors s’effondrer vers son centre pour devenir une singularité gravitationnelle, un Trou Noir Stellaire.

Une fois ce stade atteint, plus rien ne pourra plus s’échapper de l’attraction de cette singularité, pas même la lumière (d’où le nom de trou noir). La gravité y deviendra titanesque, à tel point qu’elle déformera l’espace et le temps faisant dévier les rayons lumineux qui passent à proximité. Cet effet de lentille gravitationnelle provoque des sortes d’illusions d’optiques qui peuvent déformer, voire dupliquer l’image d’un astre qui se trouverait derrière elle.

La singularité est un point de l’espace où la gravité tend vers l’infini. La théorie de la relativité générale indique que le tissu de l’espace-temps est directement déformé par la gravité engendrée par une masse.

 

Représentation de la déformation de l'espace-temps en fonction de la masse de différents astres.

Représentation de la déformation de l’espace-temps en fonction de la masse de différents astres.

Cette dernière va donc perturber l’espace et le temps. Plus vous vous approcherez du trou noir, plus le temps « ralentira ». Si vous vous trouvez à quelques mètres de l’horizon des événements vous ne ressentirez rien de particulier, pourtant si votre jumeau se trouve sur Terre, ce dernier vieillira beaucoup plus vite que vous. A votre retour, vous n’aurez plus le même age.

Tout ce qui franchira l’horizon des événements (la sphère noire) ne pourra plus jamais faire demi-tour et en ressortir, car la gravité du trou noir l’en empêchera. Franchir l’horizon des événements d’un trou noir est un peu comme disparaitre de notre réalité. C’est un point de non-retour, et tout ce que vous pourrez faire ou envoyer depuis l’intérieur ne viendra jamais perturber le reste de l’univers et restera à jamais piégé derrière l’horizon.

Son horizon restera totalement infranchissable pour un être humain. Car dans le cas d’un trou noir stellaire, les effets de marée provoqués par sa gravité, déchiquetterait n’importe quel être humain, vaisseau spatial ou sonde, avant qu’elle ne puisse franchir l’horizon des événements.

Il n’en va pas de même pour un trou noir supermassif, où l’horizon des événements se situerait bien plus loin que la zone de marée. Ce qui le rendrait donc franchissable par un astronaute ou un engin spatial.

Mais qui sait ? Tout ceci fera peut-être l’objet d’un prochain article plus détaillé. 🙂

 

PS: Je précise que nombre d’informations, d’événements stellaires et de types stellaires ont été volontairement éludés de cet article pour des raisons de compréhension et de taille de l’article. Un sujet tel que celui-ci nécessiterait à lui seul plusieurs ouvrages dédiés, mais ma volonté était d’en offrir un aperçu abordable et vulgarisé.

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