Les trous noirs sont-ils réels et que font-ils ?

Answer 1

Oui, ils sont réels.

Que font-ils? Cela dépend de ce qui les entoure. Dans l’espace vide, un trou noir restera là, en rotation, déformant l’espace-temps autour d’eux. S'il y a de la matière à proximité, elle sera attirée vers la chose comme s'il s'agissait d'une très grande étoile, et si cette chose ne se déplace pas assez vite pour établir une orbite stable, elle finira par être attirée.

S'il y a tellement de matière qu'elle ne peut pas physiquement pénétrer dans l'ensemble sans s'aligner, elle peut créer un « disque d'accrétion » qui ressemble un peu à un tourbillon. Cela conduira généralement à l'éjection de « jets » de matière et d'énergie des pôles magnétiques du trou noir. Ceci est courant au début de la vie des trous noirs supermassifs au centre de la plupart, sinon de la totalité, des galaxies.

Ces jets étaient appelés « quasars » lors de leur première détection. Ils ressemblaient à des étoiles mais ils étaient très, très loin.

Answer 2

Les trous noirs se forment lorsque des étoiles super massives meurent. Pour comprendre comment se forme un trou noir, nous devons d’abord comprendre comment une étoile naît, se transforme et finit par mourir, conduisant à la formation d’un trou noir.

Nous savons que l’hydrogène est l’élément le plus abondant dans l’univers et que de grands nuages ​​​​d’hydrogène et de poussière sont donc dispersés de manière aléatoire à travers les galaxies. Tout commence lorsque d’énormes nuages ​​d’hydrogène, d’autres gaz et particules de poussière se rassemblent.

Nébuleuse stellaire :

Lorsque cet ensemble de gaz et de poussières, appelé nébuleuse stellaire, est suffisamment massif, sa propre gravité la fait s'effondrer, elle commence à tomber sur elle-même et vers le centre, elle commence à devenir plus dense et plus chaude. Ce centre est la source d'énergie et ainsi une nouvelle étoile naît.

Protoétoile

Ces étoiles nouvellement formées sont appelées Protostars. Le noyau de l’étoile continue de tomber vers l’intérieur et le centre chaud commence à émettre de la lumière et l’étoile commence à briller. Lorsque les atomes se rapprochent de plus en plus sous l’effet de l’attraction gravitationnelle, ils se rapprochent si près que les atomes d’hydrogène commencent à fusionner les uns avec les autres pour former de l’hélium, un processus qui libère d’énormes quantités d’énergie.

À ce stade, l’énergie produite par ces réactions de fusion sera contrée par l’attraction gravitationnelle vers l’intérieur du centre. C’est là que la taille de l’étoile décide de son sort. La plus petite quantité de masse requise pour maintenir cet état d'étoile est appelée une masse solaire, qui équivaut à la masse de notre propre soleil. Plus la masse est grande, plus une étoile a de carburant en son cœur et plus la quantité d'énergie produite par les fusions est élevée.

Lentement, le carburant du noyau, qui est l’hydrogène, commence à s’épuiser. À mesure que le noyau devient de plus en plus petit, il devient plus chaud et plus d'énergie est produite, cette énergie commencera à devenir plus forte que l'attraction gravitationnelle vers l'intérieur et finira par repousser les limites extérieures du départ vers l'extérieur.

Géant rouge

En raison de l’expansion rapide, la coque extérieure commence à refroidir, produisant une brume rouge. À ce stade, l’étoile est appelée géante rouge. Lorsque tous les atomes d’hydrogène fusionnent pour devenir de l’hélium, le noyau manque de carburant et l’énergie issue des réactions de fusion commence à diminuer de plus en plus. À ce stade, la gravité prend le dessus et commence à écraser le noyau avec une force encore plus grande. Cette immense pression amène les atomes d’hélium à fusionner les uns avec les autres, formant des éléments plus lourds comme le carbone, le fer, le silicium et libérant une quantité d’énergie encore plus élevée que l’énergie libérée par les fusions d’hydrogène.

Supernova

Au moment où l’étoile tombe à nouveau à court de carburant, il lui reste un noyau relativement stable composé de ces éléments plus lourds. En raison de l'énergie de moins en moins grande poussant le noyau vers l'extérieur, la gravité remporte le combat et écrase le noyau instantanément, ce qui fait que les couches externes rebondissent sur le noyau dans une explosion super intense appelée supernova. L'explosion est si intense qu'elle crache les entrailles de l'étoile sur de grandes distances, rejetant la plupart des éléments formés au cours du processus. L'explosion très chaude forme la plupart des éléments que l'on trouve dans l'univers tels que le cobalt, le nickel, le cuivre. La matière très chaude qui se propagera rapidement formera une nébuleuse planétaire et pourra être observée depuis la Terre. Quelques exemples en sont la nébuleuse de l'Œil de chat et la nébuleuse du crabe.

Nain blanc

Après l'explosion de la Supernova, le noyau de l'étoile se retrouve avec des éléments plus lourds relativement stables, c'est-à-dire qu'il s'agit d'un gros solide métallique, appelé White Dwarf . À ce stade, la plupart des étoiles n’ont pas assez de masse pour pousser leur gravité plus loin vers l’intérieur, elles s’éteignent donc pendant quelques millions d’années et meurent paisiblement. Ce n'est pas le cas pour les démarrages super massifs, si la masse du noyau restant est supérieure à 1,4 fois la masse solaire (connue sous le nom de limite de Chandrashekar), le noyau sera à nouveau soumis à un écrasement gravitationnel intense.

Étoile à neutrons

Si l’étoile fait entre 1,4 et 3 fois la masse solaire, la gravité vers l’intérieur fait fusionner tous les électrons avec les protons et former des neutrons. . Les fusions d’électrons et de protons libèrent une telle quantité d’énergie qu’une autre explosion de supernova se produit et finalement tout ce qui reste est un noyau entièrement constitué de neutrons.

Singularité

À ce moment-là, l’étoile super massive initiale, qui mesurait des milliers d’années-lumière, est réduite en une boule super dense de neutrons de la taille de quelques milliers de kilomètres seulement. Si la naine blanche avant l'explosion avait une masse supérieure à 3 masses solaires (ce qui signifie que l'étoile d'origine avait une masse de 10 à 80 masses solaires), la gravité est toujours si puissante qu'elle surmonte la répulsion entre les neutrons étroitement compactés ( pression de dégénérescence des neutrons ) et écrase le noyau en un seul point de densité infinie formant un trou noir !

Les trous noirs tels que nous les connaissons ne sont pas si courants car à chacune des étapes mentionnées ci-dessus, le résultat final pourrait être différent en fonction de la masse de l'étoile d'origine.

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Image fournie avec l'aimable autorisation : Diverses sources, dont ESO — Observatoire européen austral , échange de piles de physique, Addison Wesley, Nasa et Wired.