Le stade final des plus grandes étoiles massives, où la gravité est si forte que même la lumière ne peut s'échapper
Parmi les fins les plus dramatiques de l'évolution stellaire, aucune n'est plus extrême que l'apparition des trous noirs stellaires – des objets dont la densité est telle que la vitesse d'évasion à leur surface dépasse celle de la lumière. Formés à partir des noyaux effondrés d'étoiles massives (généralement au-delà de ~20–25 M⊙), ces trous noirs représentent le dernier chapitre d'un cycle cosmique violent, se terminant par une supernova d'effondrement du noyau ou un effondrement direct sans onde de choc lumineuse. Cet article passera en revue les bases théoriques de la formation des trous noirs stellaires, les preuves observationnelles de leur existence et de leurs propriétés, ainsi que leur rôle dans la formation de phénomènes à haute énergie tels que les systèmes binaires à rayons X et les fusions d'ondes gravitationnelles.
1. Le début des trous noirs stellaires
1.1 Les derniers vestiges des étoiles massives
Les étoiles de masse élevée (≳ 8 M⊙) quittent la séquence principale beaucoup plus rapidement que les étoiles de masse inférieure, synthétisant finalement des éléments jusqu'au fer dans leurs noyaux. Au-delà du fer, la synthèse ne procure plus d'énergie nette, donc à mesure que le noyau de fer grandit et atteint une masse que la pression de dégénérescence des électrons ou des neutrons ne peut plus soutenir contre un effondrement supplémentaire, le noyau s'effondre lors de la supernova.
Tous les noyaux de supernova ne se stabilisent pas en étoiles à neutrons. Dans le cas des protoétoiles particulièrement massives (ou si certaines conditions du noyau sont réunies), le potentiel gravitationnel peut dépasser les limites de la pression de dégénérescence, et le noyau effondré devient un trou noir. Dans certains cas, des étoiles très massives ou à faible métallicité peuvent éviter une supernova brillante et s'effondrer directement, formant un trou noir stellaire sans explosion lumineuse [1], [2].
1.2 Effondrement en singularité (ou région de courbure extrême de l'espace-temps)
La théorie de la relativité générale prédit que si la masse est comprimée dans un volume inférieur au rayon de Schwarzschild (Rs = 2GM / c2), l'objet devient un trou noir – une région d'où la lumière ne peut s'échapper. La solution classique montre un horizon des événements formé autour d'une singularité centrale. Les corrections de la gravité quantique restent spéculatives, mais macroscopiquement les trous noirs se manifestent comme des régions d'espace-temps extrêmement courbées, affectant fortement leur environnement (disques d'accrétion, jets, ondes gravitationnelles, etc.). La masse des trous noirs stellaires est généralement comprise entre quelques et plusieurs dizaines de M⊙ (et dans de rares cas au-delà de 100 M⊙, par exemple lors de certaines fusions ou en conditions de faible métallicité) [3], [4].
2. Voie des supernovas par effondrement du noyau
2.1 Effondrement du noyau de fer et issues possibles
À l'intérieur des étoiles massives, après la phase de combustion du silicium, un noyau du groupe fer se forme, devenant inerte. Autour de lui subsistent des couches de combustion, mais lorsque la masse du noyau de fer approche la limite de Chandrasekhar (~1,4 M⊙), la synthèse ultérieure ne peut plus générer d'énergie. Le noyau s'effondre rapidement, et la densité augmente soudainement au niveau nucléaire. Selon la masse initiale de l'étoile et son histoire de perte de masse :
- Si après le rebond la masse du noyau est ≲2–3 M⊙, une étoile à neutrons peut se former après une supernova réussie.
- Si la masse ou la matière « retombée » est plus importante, le noyau s'effondre en trou noir stellaire, affaiblissant ou éteignant peut-être la luminosité de l'explosion.
2.2 « Supernovas ratées » ou explosions faibles
Les modèles récents suggèrent que certaines étoiles massives peuvent ne pas provoquer de supernova brillante si l'onde de choc ne reçoit pas suffisamment d'énergie des neutrinos ou si une grande quantité de masse retombe dans le noyau. D'un point de vue observationnel, ce phénomène pourrait se manifester par une « disparition » de l'étoile sans éruption lumineuse – « supernova ratée » – formant directement un trou noir. Bien que ces effondrements directs soient théoriquement envisagés, ils restent un domaine actif d'observation et de recherche [5], [6].
3. Voies alternatives de formation
3.1 Supernova par instabilité de paire ou effondrement direct
Des étoiles très massives et à faible métallicité (≳ 140 M⊙) peuvent subir une supernova par instabilité de paire, détruisant complètement l'étoile sans laisser de résidu. Ou, dans certaines plages de masse (environ 90–140 M⊙), une phase partielle d'instabilité de paire avec des éruptions pulsantes peut se produire avant que l'étoile ne s'effondre finalement. Certaines de ces trajectoires peuvent produire des trous noirs assez massifs – liés aux événements d'ondes gravitationnelles LIGO/Virgo, où des trous noirs de grande masse sont détectés.
3.2 Interactions binaires
Dans les systèmes binaires proches, le transfert de masse ou les fusions d'étoiles peuvent former des noyaux d'hélium plus lourds ou des étoiles Wolf-Rayet, ce qui conduit finalement à des trous noirs pouvant dépasser les masses attendues d'une étoile isolée. Les données des ondes gravitationnelles sur les fusions de trous noirs, souvent entre 30 et 60 M⊙, montrent que les systèmes binaires et les voies évolutives complexes peuvent produire des trous noirs stellaires étonnamment massifs [7].
4. Preuves d'observation des trous noirs stellaires
4.1 Binaires à rayons X
Une des principales méthodes pour confirmer l'existence d'un trou noir stellaire est le système binaire à rayons X : le trou noir accrète de la matière provenant du vent de l'étoile compagne ou via la limite de Roche. Les processus du disque d'accrétion libèrent de l'énergie gravitationnelle, produisant un rayonnement X intense. En analysant la dynamique orbitale et les fonctions de masse, les astronomes déterminent la masse de l'objet compact. Si elle dépasse la limite d'une étoile à neutrons (~2–3 M⊙), l'objet est classé comme un trou noir [8].
Exemples principaux de binaires à rayons X
- Cygnus X-1 : l'un des premiers candidats fiables au trou noir, découvert en 1964 ; trou noir d'environ ~15 M⊙.
- V404 Cygni : se distingue par des éruptions brillantes, révélant un trou noir d'environ ~9 M⊙.
- GX 339–4, GRO J1655–40 et d'autres : changent périodiquement d'état, montrent des jets relativistes.
4.2 Ondes gravitationnelles
Depuis 2015, les collaborations LIGO-Virgo-KAGRA ont détecté de nombreux trous noirs stellaires en fusion via des signaux de ondes gravitationnelles. Ces événements révèlent des trous noirs dans la plage de 5 à 80 M⊙ (parfois plus). Les formes d'onde des phases d'inspiral et de « ringdown » correspondent aux prédictions de la théorie de la relativité générale d'Einstein sur les fusions de trous noirs, confirmant que les trous noirs stellaires sont souvent binaires et peuvent fusionner, libérant d'énormes quantités d'énergie sous forme d'ondes gravitationnelles [9].
4.3 Microlentille et autres méthodes
Théoriquement, les événements de microlentille gravitationnelle peuvent révéler des trous noirs lorsqu'ils passent devant des étoiles plus lointaines et déforment leur lumière. Certains signes de microlentille peuvent être dus à des trous noirs « errants », mais leur identification précise est difficile. Les relevés temporels à large champ peuvent révéler davantage de trous noirs errants dans le disque ou le halo de notre Galaxie.
5. Structure des trous noirs stellaires
5.1 Horizon des événements et singularité
Classiquement, l'horizon des événements est la limite au-delà de laquelle la vitesse de libération dépasse la vitesse de la lumière. Toute matière ou photon tombant franchit irréversiblement cet horizon. Au centre, la théorie de la relativité générale prévoit une singularité – un point (ou un anneau dans le cas de rotation) de densité infinie, bien que les effets réels de la gravité quantique restent un problème non résolu.
5.2 Rotation (trou noir de Kerr)
Les trous noirs stellaires tournent souvent en acquérant le moment angulaire de l'étoile primaire. Un trou noir en rotation (Kerr) est caractérisé par :
- Ergosphère : Région au-delà de l'horizon où la rotation de l'espace-temps (frame-dragging) est très intense.
- Paramètre de spin : Généralement défini comme une grandeur bidimensionnelle a* = cJ/(GM2), variant de 0 (non tournant) à proche de 1 (rotation maximale).
- Efficacité de l'accrétion : La rotation influence fortement la manière dont la matière peut tourner près de l'horizon, modifiant les modèles de diffusion des rayons X.
Les observations (par exemple, les profils des lignes Fe Kα ou les caractéristiques spectrales continues du disque d'accrétion) dans certains binaires à rayons X permettent d'estimer la rotation du trou noir [10].
5.3 Jets relativistes
Lorsqu'un trou noir accumule de la matière dans des binaires à rayons X, il peut lancer des jets relativistes le long de l'axe de rotation, utilisant le mécanisme Blandford–Znajek ou des processus MHD du disque. Ces jets peuvent se manifester comme des « microquasars » et montrent la connexion entre les trous noirs stellaires et les phénomènes de jets des trous noirs supermassifs AGN.
6. Rôle en astrophysique
6.1 Effet de rétroaction environnementale
L'accrétion de matière sur un trou noir stellaire dans les régions de formation d'étoiles peut créer un effet de rétroaction aux rayons X, chauffant l'environnement proche des gaz et pouvant potentiellement influencer la formation des étoiles ou l'état chimique des nuages moléculaires. Bien que cet effet ne soit pas aussi global que dans le cas des trous noirs supermassifs, ces trous noirs plus petits peuvent néanmoins affecter l'environnement dans les amas d'étoiles ou les complexes de formation d'étoiles.
6.2 Nucléosynthèse du processus r ?
La fusion de deux étoiles à neutrons peut former un trou noir plus massif ou une étoile à neutrons stable. Ce processus, lié aux éruptions de kilonovae, est une source majeure de production d'éléments lourds du processus r (par exemple, or, platine). Bien que le résultat final soit un trou noir, l'environnement autour de la fusion détermine une nucléosynthèse astrophysique importante.
6.3 Sources d'ondes gravitationnelles
Les fusions de trous noirs stellaires génèrent certains des signaux d'ondes gravitationnelles les plus puissants. La détection des phases d'inspiral et de « ringdown » révèle des trous noirs de masse 10–80 M⊙, fournit également une mesure de distance cosmique, des tests de relativité et des informations sur l'évolution des étoiles massives ainsi que la fréquence d'origine binaire dans divers environnements galactiques.
7. Défis théoriques et observations futures
7.1 Mécanismes de formation des trous noirs
Des questions restent ouvertes sur la masse nécessaire à une étoile pour former directement un trou noir, ou comment la « masse résiduelle » après une supernova peut fortement modifier la masse finale du noyau. Les données d'observation sur les « supernovas ratées » ou les effondrements rapides pourraient confirmer ces scénarios. Les études à grande échelle des phénomènes transitoires (Rubin Observatory, missions X à grand champ de nouvelle génération) pourraient identifier des cas où des étoiles massives disparaissent sans explosion visible.
7.2 État à des densités extrêmement élevées
Bien que les étoiles à neutrons fournissent des contraintes directes sur la densité supranucléaire, les trous noirs cachent leur structure interne derrière l'horizon des événements. La limite entre la masse maximale possible d'une étoile à neutrons et la formation d'un trou noir est liée aux incertitudes de la physique nucléaire. Les observations d'étoiles à neutrons massives (~2–2,3 M⊙) oblige à revoir les limites théoriques.
7.3 Dynamique des fusions
Avec la détection croissante de systèmes binaires de trous noirs par les détecteurs d'ondes gravitationnelles, l'analyse statistique des axes de rotation, des distributions de masse et du décalage (décalage vers le rouge) révèle des indices sur la quantité de métaux dans la formation stellaire, la dynamique des amas et les voies d'évolution des binaires produisant ces trous noirs en fusion.
8. Conclusions
Trous noirs stellaires marquent la fin impressionnante des étoiles les plus massives – des objets où la matière est comprimée à tel point que même la lumière ne peut s'échapper. Nées lors de supernovas par effondrement du noyau (avec masse résiduelle) ou dans certains cas d'effondrement direct, elles ont plusieurs à plusieurs dizaines de masses solaires (parfois plus). Elles se manifestent dans des systèmes binaires à rayons X, par de puissants signaux d'ondes gravitationnelles lors de fusions, et parfois par une trace plus faible de supernova si l'explosion est atténuée.
Ce cycle cosmique – la naissance d'une étoile massive, une vie courte et brillante, une mort cataclysmique et la formation d'un trou noir – modifie l'environnement galactique, restituant des éléments plus lourds dans le milieu interstellaire et déclenchant des phénomènes « haute énergie ». Les enquêtes actuelles et futures (allant des relevés X-ray de tout le ciel aux catalogues d'ondes gravitationnelles) montreront de plus en plus précisément comment ces trous noirs se forment, évoluent dans des systèmes binaires, tournent et peut-être fusionnent, offrant une compréhension plus profonde de l'évolution stellaire, de la physique fondamentale et de l'interaction matière-espace-temps dans les extrêmes.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
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- Smartt, S. J. (2015). « Progéniteurs des supernovae à effondrement de cœur. » Publications of the Astronomical Society of Australia, 32, e016.
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