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La mort des étoiles

Supernovae et étoile à neutron

Lorsqu'elle atteint un niveau critique, la pression devient telle que les électrons qui jusque là voyageaient librement entre les noyaux se voient contraints de se combiner avec eux. Chaque fois qu'un électron fusionne avec un proton, il y a formation d'un neutron. Le nombre d'électrons dans l'étoile étant identique à celui des protons, le cœur de fer sera transformé en matière neutronique qui est la forme la plus dense (10¹⁷ kg/m²) que la matière ordinaire puisse adopter, car il ne subsiste plus aucun vide à l'intérieur de celle-ci.

Cette transformation est si rapide (moins d'un dixième de seconde), qu'il se crée un vide autour du noyau dans lequel la matière des couches extérieures tombe à une vitesse considérable, accélérée par la gravitation. Lorsque cette matière vient frapper le cœur neutronique, il se produit une onde de choc qui se propage vers l'extérieur à travers les différentes couches du noyau puis de l'enveloppe d'hydrogène. Sa vitesse augmente au fur et à mesure qu'elle traverse des couches de densité plus faible et arrivée à proximité de la surface, elle expulse la matière vers l'extérieur à des vitesses qui peuvent atteindre la moitié de celle de la lumière formant une gigantesque explosion appelée supernovae. Seul subsiste le cœur neutronique, qui après avoir attiré à lui la matière restée à sa proximité formera une étoile à neutrons.

Lorsque l'étoile était en rotation avant son effondrement, la loi de conservation du moment angulaire implique qu'après celui-ci, (son diamètre ayant considérablement diminué), sa vitesse de rotation aura considérablement augmenté. Certaines de ces étoiles tournent sur elles-mêmes en quelques millisecondes.

Naine blanche

Mais toutes les étoiles n'ont pas une masse suffisante pour amorcer les réactions successives qui mènent à la catastrophe du fer et la plupart d'entre-elles se contentent de transformer leur hydrogène en hélium. La faiblesse des forces de gravitation de ces étoiles ne permet pas l'élévation de la température centrale pour amorcer d'autres réactions. En revanche, l'énergie radiative accumulée par ce cœur finit par dépasser la pression de gravitation et l'étoile se met à gonfler pour se transformer peu à peu en géante rouge.

Pendant cette phase de gonflement extérieur, le cœur continue de se contracter. Lorsqu'il a atteint la température de 100 millions de degrés Kelvin (nécessaires à la transformation de l'hélium en carbone), il se produit un flash de radiation qui achève de propulser vers l'extérieur les couches superficielles de l'étoile déjà exagérément gonflée. Le cœur de carbone n'aura d'autre alternative que de continuer à se contracter sous l'effet de sa propre gravitation jusqu'à ce qu'une autre force intervienne pour l'équilibrer.

Cette force se trouve au sein même des atomes. En effet, la pression tend à rapprocher les atomes entre eux. La répulsion électrique des orbites extérieures de ces atomes voisins résiste un temps à la pression gravitationnelle, puis elle cède et il se forme un état de matière dans lequel les électrons circulent aléatoirement sans plus être liés à aucun atome. Cette matière est dite dégénérée.

A ce stade, la contraction est stoppée. En vertu du principe d'exclusion de Pauli, deux électrons ne peuvent occuper simultanément le même niveau d'énergie et donc, plus la compression rapproche les électrons, plus leur vitesse augmente provoquant ce qu'on appelle la pression de dégénérescence. L'étoile est alors stabilisée et forme une naine blanche très dense qui se refroidira lentement jusqu'à devenir une naine noire. (C'est le sort qui attend toutes les étoiles dont la masse du cœur en fin de vie ne dépasse pas 1,4 masses solaires).

Supernovae et Trou noir

Il se peut aussi que l'étoile ait une masse très importante et que son cœur neutronique à la fin de l'effondrement soit si massif (supérieur à trois masses solaires), pour que la vitesse requise pour s'échapper de son attraction atteigne ou dépasse la vitesse de la lumière. (Il faut une vitesse de 11,2 km/s à un vaisseau spatial pour se soustraire à la zone d'attraction de la terre). Dès lors, plus rien - même la lumière - ne pourra plus s'en échapper. L'étoile à neutron est devenue un trou noir.

Pour comprendre ce qui se passe dans le trou noir, il faut utiliser les concepts de la Relativité Générale, car la Gravitation Universelle de Newton n'est plus applicable.

Toute masse courbe l'espace-temps. Dans un trou noir, la courbure est telle qu'elle force l'étoile à se comprimer inexorablement jusqu'à ce que son volume tende vers zéro et que sa masse volumique tende vers l'infini.

Toute la matière de l'étoile sera transformée en masse pure en un point appelé singularité. Autour de ce point, à un rayon dépendant de la masse du trou noir, une sphère appelée horizon des évènements représente le volume dans lequel tout objet ou rayonnement y pénétrant ne pourra plus jamais en sortir.

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