Naine blanche, étoile à neutrons, trou noir. Gravité, relativité générale, étoiles à neutrons et trous noirs

Naines blanches, étoiles à neutrons et les trous noirs sont diverses formes la dernière étape de l'évolution stellaire. Les jeunes étoiles tirent leur énergie de réactions thermonucléaires se produisant à l’intérieur de l’étoile ; Au cours de ces réactions, l'hydrogène est transformé en hélium. Après qu’une certaine proportion d’hydrogène soit consommée, le noyau d’hélium résultant commence à rétrécir. L'évolution ultérieure d'une étoile dépend de sa masse, ou plus précisément de sa relation avec une certaine valeur critique appelée limite de Chandrasekhar. Si la masse de l'étoile est inférieure à cette valeur, alors la pression du gaz électronique dégénéré arrête la compression (effondrement) du noyau d'hélium avant que sa température n'atteigne une valeur aussi élevée lorsque les réactions thermonucléaires commencent, au cours desquelles l'hélium est converti en carbone. . Pendant ce temps, les couches externes de l’étoile en évolution se détachent relativement rapidement. (On suppose que les nébuleuses planétaires se forment de cette manière.) Une naine blanche est un noyau d'hélium entouré d'une coquille d'hydrogène plus ou moins étendue.

Dans les étoiles plus massives, le noyau d’hélium continue de se contracter jusqu’à ce que l’hélium « s’épuise ». L'énergie libérée lorsque l'hélium se transforme en carbone empêche le noyau de s'effondrer davantage, mais pas pour longtemps. Une fois l’hélium complètement consommé, la compression du noyau se poursuit. La température remonte, d'autres réactions nucléaires commencent, qui se poursuivent jusqu'à ce que l'énergie stockée dans les noyaux atomiques soit épuisée. À ce stade, le noyau de l’étoile est déjà constitué de fer pur, qui joue le rôle de « cendre » nucléaire. Désormais, rien ne peut empêcher la poursuite de l'effondrement de l'étoile - cela se poursuit jusqu'à ce que la densité de sa matière atteigne la densité des noyaux atomiques. La forte compression de la matière dans les régions centrales de l'étoile génère une explosion d'une force énorme, à la suite de laquelle les couches externes de l'étoile se séparent à des vitesses énormes. Ce sont ces explosions que les astronomes associent au phénomène des supernovae.

Le sort d’un reste stellaire qui s’effondre dépend de sa masse. Si la masse est inférieure à environ 2,5 M 0 (la masse du Soleil), alors la pression due au mouvement « nul » des neutrons et des protons est suffisamment grande pour empêcher une compression gravitationnelle supplémentaire de l'étoile. Les objets dans lesquels la densité de matière est égale (voire supérieure) à la densité des noyaux atomiques sont appelés étoiles à neutrons. Leurs propriétés ont été étudiées pour la première fois dans les années 30 par R. Oppenheimer et G. Volkov.

Selon la théorie de Newton, le rayon d'une étoile qui s'effondre diminue jusqu'à zéro en un temps fini, tandis que le potentiel gravitationnel augmente indéfiniment. La théorie d'Einstein décrit un scénario différent. La vitesse du photon diminue à mesure qu'il s'approche du centre du trou noir, devenant ainsi égal à zéro. Cela signifie que du point de vue d'un observateur extérieur, un photon tombant dans un trou noir n'atteindra jamais son centre. Puisque les particules de matière ne peuvent pas se déplacer plus vite qu’un photon, le rayon d’un trou noir atteindra Valeur limite pour un temps infini. De plus, les photons émis par la surface du trou noir subissent un redshift croissant tout au long de l’effondrement. Du point de vue d'un observateur extérieur, l'objet à partir duquel le trou noir est formé se contracte initialement à un rythme toujours croissant ; puis son rayon commence à diminuer de plus en plus lentement.

Sans sources d’énergie internes, les étoiles à neutrons et les trous noirs se refroidissent rapidement. Et comme leur superficie est très petite – quelques dizaines de kilomètres carrés seulement – ​​il faut s’attendre à ce que la luminosité de ces objets soit extrêmement faible. En effet, le rayonnement thermique provenant de la surface des étoiles à neutrons ou des trous noirs n’a pas encore été observé. Cependant, certaines étoiles à neutrons sont de puissantes sources de rayonnement non thermique. Nous parlons des soi-disant pulsars, découverts en 1967 par Jocelyn Bell, étudiante diplômée à l'Université de Cambridge. Bell a étudié les signaux radio enregistrés à l'aide d'un équipement développé par Anthony Hewish pour étudier le rayonnement des sources radio oscillantes. Parmi les nombreux enregistrements de sources vacillantes de manière chaotique, elle en remarqua un où les sursauts se répétaient avec une périodicité claire, bien qu'ils variaient en intensité. Des observations plus détaillées ont confirmé la nature précisément périodique des impulsions et lors de l'étude d'autres enregistrements, deux autres sources ayant les mêmes propriétés ont été découvertes. Les observations et les analyses théoriques indiquent que les pulsars sont des étoiles à neutrons en rotation rapide dotées de champs magnétiques inhabituellement puissants. La nature pulsée du rayonnement est causée par un faisceau de rayons émergeant de « points chauds » sur (ou à proximité) de la surface d’une étoile à neutrons en rotation. Le mécanisme détaillé de ce rayonnement reste encore un mystère pour les scientifiques.

Plusieurs étoiles à neutrons ont été découvertes dans le cadre de systèmes binaires proches. Ce sont ces étoiles à neutrons (et aucune autre) qui sont de puissantes sources de rayonnement X. Imaginons un binaire proche, dont un composant est une géante ou une supergéante et l'autre est une étoile compacte. Sous l'influence du champ gravitationnel d'une étoile compacte, du gaz peut s'écouler de l'atmosphère raréfiée de la géante : de tels flux de gaz dans des systèmes binaires proches, découverts depuis longtemps par des méthodes d'analyse spectrale, ont reçu une interprétation théorique appropriée. Si l’étoile compacte d’un système binaire est une étoile à neutrons ou un trou noir, alors les molécules de gaz s’échappant d’un autre composant du système peuvent être accélérées jusqu’à des énergies très élevées. En raison des collisions entre molécules, l’énergie cinétique du gaz tombant sur une étoile compacte est finalement convertie en chaleur et en rayonnement. Comme le montrent les estimations, l'énergie libérée dans ce cas explique pleinement l'intensité observée de l'émission de rayons X par les systèmes binaires de ce type.

Dans la théorie de la relativité générale d'Einstein, les trous noirs occupent la même place que les particules ultrarelativistes. théorie spéciale relativité. Mais si le monde des particules ultrarelativistes – la physique des hautes énergies – regorge de phénomènes étonnants qui jouent rôle important en physique expérimentale et en astronomie observationnelle, les phénomènes associés aux trous noirs ne suscitent encore que la surprise. La physique des trous noirs finira par produire des résultats importants pour la cosmologie, mais pour l’instant, cette branche de la science est en grande partie un terrain de jeu pour les théoriciens. Ne s'ensuit-il pas que la théorie de la gravité d'Einstein nous donne moins d'informations sur l'Univers que la théorie de Newton, même si en termes théoriques elle lui est nettement supérieure ? Pas du tout! Contrairement à la théorie de Newton, la théorie d'Einstein constitue le fondement d'un modèle cohérent de l'Univers réel dans son ensemble, cette théorie comporte de nombreuses prédictions étonnantes et vérifiables et, enfin, elle fournit un lien causal entre une référence en chute libre et sans rotation. les cadres et la distribution, ainsi que le mouvement de la masse dans l'espace cosmos.

De nombreuses choses étonnantes se produisent dans l’espace, à la suite desquelles de nouvelles étoiles apparaissent, d’anciennes disparaissent et des trous noirs se forment. L'un des magnifiques et phénomènes mystérieux un effondrement gravitationnel se produit, ce qui met fin à l'évolution des étoiles.

L'évolution stellaire est le cycle de changements qu'une étoile traverse au cours de sa vie (des millions ou des milliards d'années). Lorsque l'hydrogène qu'il contient s'épuise et se transforme en hélium, un noyau d'hélium se forme et il commence lui-même à se transformer en une géante rouge - une étoile des classes spectrales tardives qui a une luminosité élevée. Leur masse peut être 70 fois supérieure à celle du Soleil. Les supergéantes très brillantes sont appelées hypergéantes. En plus d'une luminosité élevée, ils diffèrent courte période existence.

L'essence de l'effondrement

Ce phénomène est considéré comme le point final de l'évolution des étoiles dont le poids est supérieur à trois masses solaires (le poids du Soleil). Cette quantité est utilisée en astronomie et en physique pour déterminer le poids d'autres corps cosmiques. L’effondrement se produit lorsque les forces gravitationnelles provoquent la compression très rapide d’énormes corps cosmiques dotés d’une masse importante.

Les étoiles pesant plus de trois masses solaires contiennent suffisamment de matière pour des réactions thermonucléaires de longue durée. Lorsque la substance s'épuise, la réaction thermonucléaire s'arrête et les étoiles cessent d'être mécaniquement stables. Cela conduit au fait qu'ils commencent à se comprimer vers le centre à une vitesse supersonique.

Étoiles à neutrons

Lorsque les étoiles se contractent, cela crée une pression interne. Si sa croissance est suffisante pour arrêter la compression gravitationnelle, une étoile à neutrons apparaît.

Un tel corps cosmique a une structure simple. Une étoile est constituée d’un noyau recouvert d’une croûte, elle-même formée d’électrons et de noyaux atomiques. Il a une épaisseur d'environ 1 km et est relativement mince par rapport aux autres corps trouvés dans l'espace.

Le poids des étoiles à neutrons est égal au poids du Soleil. La différence entre eux est que leur rayon est petit - pas plus de 20 km. À l’intérieur d’eux, les noyaux atomiques interagissent les uns avec les autres, formant ainsi de la matière nucléaire. C'est la pression de son côté qui empêche l'étoile à neutrons de se contracter davantage. Ce type d'étoile a une vitesse de rotation très élevée. Ils sont capables de faire des centaines de tours en une seconde. Le processus de naissance commence par une explosion de supernova, qui se produit lors de l'effondrement gravitationnel d'une étoile.

Supernovae

Une explosion de supernova est un phénomène changement soudain luminosité de l'étoile. Ensuite, l’étoile commence à s’estomper lentement et progressivement. C'est ainsi que se termine la dernière étape de l'effondrement gravitationnel. L'ensemble du cataclysme s'accompagne de la libération grande quantitéénergie.

Il convient de noter que les habitants de la Terre ne peuvent constater ce phénomène qu'après coup. La lumière atteint notre planète longtemps après l’apparition de l’épidémie. Cela a rendu difficile la détermination de la nature des supernovae.

Refroidissement des étoiles à neutrons

Après la fin de la contraction gravitationnelle qui a abouti à la formation d’une étoile à neutrons, sa température est très élevée (beaucoup plus élevée que la température du Soleil). L'étoile se refroidit à cause du refroidissement des neutrinos.

En quelques minutes, leur température peut chuter 100 fois. Au cours des cent prochaines années – encore 10 fois. Après sa diminution, le processus de refroidissement ralentit considérablement.

Limite Oppenheimer-Volkoff

D'une part, cet indicateur reflète le poids maximum possible d'une étoile à neutrons, auquel la gravité est compensée par du gaz neutronique. Cela empêche l’effondrement gravitationnel de se terminer par un trou noir. D’un autre côté, la limite dite d’Oppenheimer-Volkoff constitue également un seuil inférieur pour le poids d’un trou noir formé au cours de l’évolution stellaire.

En raison d'un certain nombre d'imprécisions, il est difficile de déterminer la valeur exacte de ce paramètre. Cependant, on estime qu’elle se situe entre 2,5 et 3 masses solaires. Sur ce moment, les scientifiques disent que l'étoile à neutrons la plus lourde est J0348+0432. Son poids est supérieur à deux masses solaires. Le trou noir le plus léger pèse entre 5 et 10 masses solaires. Les astrophysiciens affirment que ces données sont expérimentales et concernent uniquement les étoiles à neutrons et les trous noirs actuellement connus et suggèrent la possibilité de l'existence d'étoiles à neutrons et de trous noirs plus massifs.

Trous noirs

Un trou noir est l’un des phénomènes les plus étonnants rencontrés dans l’espace. Il représente une région de l’espace-temps où l’attraction gravitationnelle ne permet à aucun objet de s’en échapper. Même les corps capables de se déplacer à la vitesse de la lumière (y compris les quanta de lumière eux-mêmes) sont incapables de la quitter. Avant 1967, les trous noirs étaient appelés « étoiles gelées », « effondrements » et « étoiles effondrées ».

Un trou noir a son contraire. C'est ce qu'on appelle un trou blanc. Comme vous le savez, il est impossible de sortir d’un trou noir. Quant aux blancs, ils ne peuvent être pénétrés.

En plus de l’effondrement gravitationnel, la formation d’un trou noir peut être provoquée par un effondrement au centre de la galaxie ou de l’œil protogalactique. Il existe également une théorie selon laquelle les trous noirs seraient apparus à la suite du Big Bang, tout comme notre planète. Les scientifiques les appellent primaires.

Il existe un trou noir dans notre Galaxie qui, selon les astrophysiciens, s'est formé en raison de l'effondrement gravitationnel d'objets supermassifs. Les scientifiques affirment que ces trous constituent le noyau de nombreuses galaxies.

Les astronomes américains suggèrent que la taille des grands trous noirs pourrait être considérablement sous-estimée. Leurs hypothèses reposent sur le fait que pour que les étoiles atteignent la vitesse à laquelle elles se déplacent dans la galaxie M87, située à 50 millions d'années-lumière de notre planète, la masse du trou noir au centre de la galaxie M87 doit être d'au moins 6,5 milliards de masses solaires. À l'heure actuelle, il est généralement admis que le poids du plus grand trou noir est de 3 milliards de masses solaires, soit plus de la moitié.

Synthèse de trous noirs

Il existe une théorie selon laquelle ces objets pourraient apparaître à la suite de réactions nucléaires. Les scientifiques leur ont donné le nom de dons noirs quantiques. Leur diamètre minimum est de 10 à 18 m et leur plus petite masse est de 10 à 5 g.

Le Large Hadron Collider a été construit pour synthétiser des trous noirs microscopiques. On a supposé qu'avec son aide, il serait possible non seulement de synthétiser un trou noir, mais également de simuler Big Bang, qui permettrait de recréer le processus de formation de nombreux objets spatiaux, dont la planète Terre. Cependant, l’expérience a échoué car il n’y avait pas assez d’énergie pour créer des trous noirs.

La gravité est le sujet sous-jacent de bon nombre de ces questions. C’est la force déterminante dans l’espace. Elle maintient les planètes sur leurs orbites, relie les étoiles et les galaxies et détermine le sort de notre Univers. Créée par Isaac Newton au XVIIe siècle, la description théorique de la gravité reste suffisamment précise pour calculer les trajectoires des engins spatiaux lors de vols vers Mars, Jupiter et au-delà. Mais après 1905, quand Albert Einstein démontra dans sa théorie de la relativité restreinte que la transmission instantanée de l'information était impossible, les physiciens se rendirent compte que les lois de Newton ne seraient plus adéquates lorsque la vitesse du mouvement induit par la gravité approcherait de la vitesse de la lumière. Cependant, théorie générale La relativité d'Einstein (publiée en 1916) est assez cohérente pour décrire même les situations où la gravité est extrêmement forte. La relativité générale est considérée comme l'un des deux piliers de la physique du XXe siècle ; la seconde est la théorie quantique, une révolution des idées qui préfigure notre compréhension moderne des atomes et de leurs noyaux. L'exploit intellectuel d'Einstein était particulièrement impressionnant car, contrairement aux pionniers de la théorie quantique, il n'avait aucune motivation sous la forme d'un problème expérimental. Seulement 50 ans plus tard, les astronomes ont découvert des objets dotés d'un champ gravitationnel suffisamment fort dans lesquels les caractéristiques les plus caractéristiques et les plus frappantes de la théorie pourrait apparaître Einstein. Au début des années 60, des objets à très haute luminosité – les quasars – ont été découverts. Il semblait qu'ils avaient besoin d'une source d'énergie encore plus efficace que la fusion nucléaire, grâce à laquelle les étoiles brillent ; l’effondrement gravitationnel semblait être l’explication la plus séduisante. Le théoricien américain Thomas Gold a exprimé l’enthousiasme qui saisissait les théoriciens de l’époque. Dans un discours prononcé l'après-midi lors de la première grande conférence sur le nouvel objet de l'astrophysique relativiste, tenue à Dallas en 1963, il a déclaré : « Les relativistes, avec leur travail sophistiqué, ne sont pas seulement un brillant ornement de la culture, mais ils peuvent également être utiles à la science ! est heureux : des relativistes, qui sentent que leur travail est reconnu, qu'ils sont soudain devenus experts dans un domaine dont ils ignoraient l'existence, des astrophysiciens qui ont élargi leur champ d'activité... Tout cela est très beau, espérons que ce soit juste. " Les observations utilisant de nouvelles méthodes de radioastronomie et de radioastronomie ont soutenu l'optimisme de Gold. Dans les années 1950, les meilleurs télescopes optiques du monde étaient concentrés aux États-Unis, notamment en Californie. Ce mouvement depuis l’Europe s’est produit pour des raisons à la fois climatiques et financières. Cependant, les ondes radio provenant de l'espace peuvent traverser les nuages, de sorte qu'en Europe et en Australie, la nouvelle science de la radioastronomie pourrait se développer sans être affectée par les conditions météorologiques. Certaines des sources les plus puissantes de bruit radio spatial ont été identifiées. L’une d’elles était la nébuleuse du Crabe, les restes en expansion d’une explosion de supernova observée par les astronomes orientaux en 1054. D’autres sources étaient des objets extragalactiques lointains qui, comme nous le comprenons maintenant, généraient de l’énergie à proximité de trous noirs géants. Ces découvertes étaient inattendues. Les processus physiques responsables de l'émission des ondes radio, qui sont maintenant assez bien compris, n'étaient pas prédits. La réalisation inattendue la plus remarquable de la radioastronomie a été la découverte des étoiles à neutrons en 1967 par Anthony Hewish et Jocelyn Bell. Ces étoiles sont les restes denses laissés au centre après certaines explosions de supernova. Ils ont été découverts sous forme de pulsars : ils tournent (parfois plusieurs fois par seconde) et émettent un puissant faisceau d'ondes radio qui traverse notre champ de vision une fois par rotation. L'importance des étoiles à neutrons réside dans leur extrême conditions physiques: densités colossales, champs magnétiques et gravitationnels forts. En 1969, un pulsar très rapide (30 Hz) est découvert au centre de la nébuleuse du Crabe. Des observations minutieuses ont montré que la fréquence des impulsions diminuait progressivement. Cela était naturel si l'énergie de rotation de l'étoile était progressivement convertie en un vent de particules qui maintient la nébuleuse brillante en lumière bleue. Il est intéressant de noter que la fréquence du pouls du pulsar – 30 par seconde – est si élevée que l’œil le considère comme une source constante. Si elle avait été aussi brillante mais avait tourné plus lentement, disons 10 fois par seconde, les remarquables propriétés de cette petite étoile auraient pu être découvertes il y a 70 ans. En quoi le développement de la physique au XXe siècle aurait-il été différent si la matière superdense avait été découverte dans les années 1920, avant la découverte des neutrons sur Terre ? Même si personne ne le sait, il est certain que l’importance de l’astronomie pour la physique fondamentale aurait été prise en compte bien plus tôt : les étoiles à neutrons ont été découvertes par hasard. Personne ne s’attendait à ce qu’ils émettent des impulsions radio aussi fortes et claires. Si on avait demandé aux théoriciens au début des années 1960 comment détecter au mieux les étoiles à neutrons, la plupart auraient suggéré de rechercher les rayons X. En effet, si les étoiles à neutrons émettent autant d’énergie que les étoiles ordinaires sur une surface beaucoup plus petite, elles devraient être suffisamment chaudes pour émettre des rayons X. Ainsi, il semblait que les astronomes travaillant dans le domaine des rayons X avaient plus de chances de découvrir des étoiles à neutrons. Les rayons X des objets cosmiques, cependant, sont absorbés dans l'atmosphère terrestre, et ne peut être observé que depuis l’espace. L'astronomie aux rayons X, comme la radioastronomie, a été stimulée par la technologie et l'expérience militaires. Dans ce domaine, les scientifiques américains ont pris les devants, notamment feu Herbert Friedman et ses collègues du laboratoire de recherche naval américain. Leurs premiers détecteurs de rayons X, montés sur des fusées, n'ont fonctionné que quelques minutes avant de tomber au sol. L'astronomie aux rayons X a fait de grands progrès dans les années 1970, lorsque la NASA a lancé le premier satellite à rayons X, qui a collecté des informations sur plusieurs années. Ce projet, et bien d’autres qui ont suivi, ont montré que l’astronomie des rayons X avait ouvert une nouvelle fenêtre importante sur l’Univers. Les rayons X sont émis par des gaz inhabituellement chauds et des sources particulièrement puissantes. Par conséquent, la carte du ciel aux rayons X met en évidence les objets les plus chauds et les plus puissants de l’espace. Parmi elles se trouvent les étoiles à neutrons, dans lesquelles une masse au moins aussi grande que le Soleil est concentrée dans un volume d'un diamètre d'un peu plus de 10 kilomètres. La force gravitationnelle sur elles est si forte que les corrections relativistes atteignent jusqu'à 30 %. On suppose actuellement que certains restes d'étoiles lors de l'effondrement peuvent dépasser la densité des étoiles à neutrons et se transformer en trous noirs, qui déforment le temps et l'espace encore plus que les neutrons. étoiles. Un astronaute qui s’aventure à l’intérieur de l’horizon d’un trou noir ne pourra pas transmettre de signaux lumineux à le monde- comme si l'espace lui-même était aspiré plus rapidement que la lumière ne le traverse. Un observateur extérieur ne connaîtra jamais le sort final de l’astronaute. Il lui semblera que toute horloge tombant à l’intérieur ira de plus en plus lentement. L'astronaute sera donc pour ainsi dire épinglé à l'horizon, arrêté dans le temps. Les théoriciens russes Yakov Zeldovich et Igor Novikov, qui ont étudié la distorsion du temps autour des objets effondrés, ont proposé le terme « étoiles gelées » au début des années 1960. Le terme « trou noir » a été inventé en 1968 lorsque John Wheeler a décrit comment « la lumière et les particules tombant de l'extérieur... tombent dans le trou noir, augmentant seulement sa masse et son attraction gravitationnelle ». Les trous noirs sont l'état évolutif final des étoiles. , ont des rayons de 10 à 50 kilomètres. Mais il existe désormais des preuves irréfutables que des trous noirs dont la masse atteint des millions, voire des milliards de masses solaires, existent au centre de la plupart des galaxies. Certains d'entre eux se manifestent comme des quasars - des caillots d'énergie qui brillent plus fort que toutes les étoiles des galaxies dans lesquelles ils se trouvent, ou comme de puissantes sources d'émission radio cosmique. D'autres, y compris le trou noir au centre de notre Galaxie, ne présentent pas une telle activité, mais influencent les orbites des étoiles qui s'en rapprochent. Les trous noirs, vus de l'extérieur, sont des objets standardisés : il n'y a aucun signe par lequel on pourrait déterminer comment un certain trou noir s'est formé ou quels objets ont été engloutis par lui. En 1963, le Néo-Zélandais Roy Kerr a découvert une solution aux équations d'Einstein, qui décrivaient un objet en rotation effondré. La « Solution Kerr » est devenue très important, lorsque les théoriciens ont réalisé qu'il décrivait l'espace-temps autour de n'importe quel trou noir. Un objet qui s’effondre s’installe rapidement dans un état standardisé, caractérisé par seulement deux nombres mesurant sa masse et sa rotation. Roger Penrose, le physicien mathématicien qui a peut-être le plus contribué à faire revivre la théorie de la relativité dans les années 1960, a observé : « Il est quelque peu ironique que pour l'objet astrophysique le plus étrange et le moins familier - le trou noir - notre théorie soit la plus complète. » La découverte des trous noirs a ouvert la voie à la vérification des conséquences les plus remarquables de la théorie d'Einstein. Les émissions de ces objets sont principalement dues aux gaz chauds tombant en spirale dans une « fosse gravitationnelle ». Il présente un fort effet Doppler et présente également un redshift supplémentaire en raison du fort champ gravitationnel. L'étude spectroscopique de ces rayonnements, notamment des rayons X, permettra de sonder le flux très proche du trou noir et de déterminer si la forme de l'espace concorde avec les prédictions de la théorie.

Théoriquement, n’importe quel corps cosmique peut se transformer en trou noir. Par exemple, une planète comme la Terre devrait se rétrécir jusqu’à un rayon de quelques millimètres, ce qui est bien entendu peu probable en pratique. Dans le nouveau numéro récompensé par le prix « Enlightener », T&P publie un extrait du livre du physicien Emil Akhmedov « Sur la naissance et la mort des trous noirs », qui explique comment les corps célestes se transforment en trous noirs et s'ils peuvent être vus dans l'espace. ciel étoilé.

Comment se forment les trous noirs ?

*Si une force comprime un corps céleste jusqu'au rayon de Schwarzschild correspondant à sa masse, alors il pliera tellement l'espace-temps que même la lumière ne pourra pas le quitter. Cela signifie que le corps deviendra un trou noir.

Par exemple, pour une étoile ayant la masse du Soleil, le rayon de Schwarzschild est d'environ trois kilomètres. Comparez cette valeur avec la taille réelle du Soleil – 700 000 kilomètres. Parallèlement, pour une planète ayant la masse de la Terre, le rayon de Schwarzschild est égal à plusieurs millimètres.

[…] Seule la force gravitationnelle est capable de comprimer un corps céleste à des dimensions aussi petites que son rayon de Schwarzschild*, puisque seule l'interaction gravitationnelle conduit exclusivement à l'attraction et augmente en fait de manière illimitée avec l'augmentation de la masse. L’interaction électromagnétique entre les particules élémentaires est plusieurs fois plus forte que l’interaction gravitationnelle. Cependant, toute charge électrique s'avère généralement compensée par une charge de signe opposé. Rien ne peut protéger la charge gravitationnelle – la masse.

Une planète comme la Terre ne rétrécit pas sous son propre poids jusqu'aux dimensions appropriées de Schwarzschild, car sa masse n'est pas suffisante pour vaincre la répulsion électromagnétique des noyaux, des atomes et des molécules qui la composent. Et une étoile comme le Soleil, étant un objet beaucoup plus massif, ne se contracte pas en raison de la forte pression dynamique des gaz due à la température élevée dans ses profondeurs.

A noter que pour les étoiles très massives, d'une masse supérieure à cent Soleils, la compression ne se produit pas principalement en raison d'une forte pression lumineuse. Pour les étoiles de plus de deux cents Soleils, ni la dynamique des gaz ni la légère pression ne sont suffisantes pour empêcher la compression (l'effondrement) catastrophique d'une telle étoile dans un trou noir. Cependant, nous discuterons ci-dessous de l’évolution des étoiles plus légères.

Lumière et chaleur les étoiles sont le produit de réactions thermonucléaires. Cette réaction se produit parce qu’il y a suffisamment d’hydrogène à l’intérieur des étoiles et que la matière est fortement comprimée sous la pression de toute la masse de l’étoile. Une forte compression permet de vaincre la répulsion électromagnétique de charges identiques de noyaux d'hydrogène, car une réaction thermonucléaire est la fusion de noyaux d'hydrogène en noyau d'hélium, accompagnée d'un dégagement d'énergie important.

Tôt ou tard, la quantité de combustible thermonucléaire (hydrogène) sera considérablement réduite, la légère pression s'affaiblira et la température baissera. Si la masse de l’étoile est suffisamment petite, comme celle du Soleil, elle passera par la phase géante rouge et deviendra une naine blanche.

Si sa masse est importante, l'étoile commencera à rétrécir sous son propre poids. Il y aura un effondrement, que nous pouvons considérer comme une explosion de supernova. Il s’agit d’un processus très complexe, composé de nombreuses phases, et tous ses détails ne sont pas encore clairs pour les scientifiques, mais beaucoup de choses le sont déjà. On sait par exemple que autre sort d'une étoile dépend de sa masse au moment avant l'effondrement. Le résultat d’une telle compression peut être soit une étoile à neutrons, soit un trou noir, soit une combinaison de plusieurs de ces objets et de naines blanches.

« Les trous noirs sont le résultat de l’effondrement de la plupart des étoiles lourdes»

Les étoiles à neutrons et les naines blanches ne s’effondrent pas en trous noirs car elles n’ont pas suffisamment de masse pour vaincre respectivement la pression du gaz neutronique ou électronique. Ces pressions sont dues effets quantiques, prenant effet après une très forte compression. La discussion de ce dernier point n’est pas directement liée à la physique des trous noirs et dépasse le cadre de ce livre.

Cependant, si, par exemple, une étoile à neutrons est située dans un système stellaire binaire, elle peut alors attirer la matière d'une étoile compagne. Dans ce cas, sa masse augmentera et, si elle dépasse une certaine valeur critique, l’effondrement se reproduira, cette fois avec la formation d’un trou noir. La masse critique est déterminée à partir de la condition selon laquelle le gaz neutronique crée une pression insuffisante pour l’empêcher de se comprimer davantage.

*Il s'agit d'une estimation. La valeur exacte de la limite n'est pas encore connue. - Environ. auteur.

Ainsi, les trous noirs sont le résultat de l’effondrement des étoiles les plus lourdes. Dans la compréhension moderne, la masse du noyau de l’étoile après combustion du combustible thermonucléaire devrait être d’au moins deux et demi solaires*. Aucun état de la matière à notre connaissance n'est capable de créer une telle pression qui empêcherait une masse aussi importante d'être comprimée dans un trou noir si tout le combustible thermonucléaire était brûlé. Nous discuterons un peu plus tard des faits qui confirment expérimentalement la limitation mentionnée de la masse d'une étoile pour la formation d'un trou noir, lorsque nous parlerons de la façon dont les astronomes découvrent les trous noirs. […]

Riz. 7. Idée fausse sur l’effondrement en termes de observateur extérieur comme une chute éternelle qui ralentit au lieu d'un horizon de trou noir se formant

Dans le cadre de notre discussion, il sera instructif d'utiliser un exemple pour rappeler l'interconnexion de diverses idées et concepts scientifiques. Cette histoire peut donner au lecteur une idée de la profondeur potentielle de la question discutée.

On sait que Galilée a inventé ce que l'on appelle aujourd'hui la loi des référentiels inertiels de Newton en réponse aux critiques du système copernicien. La critique était que la Terre ne pouvait pas tourner autour du Soleil, car sinon nous ne pourrions pas rester à sa surface.

En réponse, Galilée a soutenu que la Terre tourne autour du Soleil par inertie. Mais nous ne pouvons pas distinguer le mouvement inertiel du repos, tout comme nous ne ressentons pas le mouvement inertiel d'un navire, par exemple. En même temps, il ne croyait pas aux forces gravitationnelles entre les planètes et les étoiles, car il ne croyait pas à l'action à distance et il ne pouvait même pas connaître l'existence de champs. Et je n’aurais pas accepté une explication aussi abstraite à l’époque.

Galilée croyait que le mouvement inertiel ne peut se produire que le long d'une courbe idéale, c'est-à-dire que la Terre ne peut se déplacer que dans un cercle ou dans un cercle dont le centre, à son tour, tourne en cercle autour du Soleil. Autrement dit, il peut y avoir un chevauchement de différents mouvements d’inertie. Ce dernier type de mouvement peut être rendu plus complexe en ajoutant encore plus de cercles à la composition. Une telle rotation est appelée mouvement le long des épicycles. Il a été inventé pour harmoniser le système ptolémaïque avec les positions observées des planètes.

D'ailleurs, au moment de sa création, le système copernicien décrivait les phénomènes observés bien pires que le système ptolémaïque. Comme Copernic ne croyait également qu'au mouvement dans des cercles parfaits, il s'est avéré que les centres des orbites de certaines planètes étaient situés à l'extérieur du Soleil. (Cette dernière était l’une des raisons du retard de Copernic dans la publication de ses œuvres. Après tout, il croyait en son système basé sur des considérations esthétiques, et la présence d’étranges déplacements des centres orbitaux au-delà du Soleil ne rentrait pas dans ces considérations.)

Il est instructif de constater qu'en principe, le système de Ptolémée pouvait décrire les données observées avec une précision prédéterminée - il suffisait d'ajouter le nombre requis d'épicycles. Cependant, malgré toutes les contradictions logiques des idées originales de ses créateurs, seul le système copernicien pourrait conduire à une révolution conceptuelle dans notre vision de la nature - à la loi gravité universelle, qui décrit à la fois le mouvement des planètes et la chute d’une pomme sur la tête de Newton, puis la notion de champ.

Par conséquent, Galilée a nié le mouvement keplérien des planètes le long des ellipses. Kepler et lui échangèrent des lettres écrites sur un ton plutôt irritable*. Ceci malgré leur soutien total au même système planétaire.

Ainsi, Galilée croyait que la Terre se déplace autour du Soleil par inertie. Du point de vue de la mécanique newtonienne, il s'agit d'une erreur évidente, puisque la force gravitationnelle agit sur la Terre. Cependant, du point de vue de la théorie de la relativité générale, Galilée doit avoir raison : en vertu de cette théorie, les corps dans un champ gravitationnel se déplacent par inertie, du moins lorsque leur propre gravité peut être négligée. Ce mouvement se produit le long de la courbe dite géodésique. Dans un espace plat, c'est simplement une ligne droite du monde, mais dans le cas d'une planète système solaire il s'agit d'une ligne d'univers géodésique qui correspond à une trajectoire elliptique, et pas nécessairement circulaire. Malheureusement, Galilée ne pouvait pas le savoir.

Cependant, de la théorie de la relativité générale, on sait que le mouvement se produit le long d'une géodésique seulement si l'on peut négliger la courbure de l'espace par le corps en mouvement lui-même (la planète) et supposer qu'il est courbé exclusivement par le centre gravitationnel (le Soleil). . Une question naturelle se pose : Galilée avait-il raison à propos du mouvement inertiel de la Terre autour du Soleil ? Et même si ce n’est pas une question si importante, puisque nous connaissons maintenant la raison pour laquelle les gens ne s’envolent pas de la Terre, cela pourrait avoir quelque chose à voir avec la description géométrique de la gravité.

Comment « voir » un trou noir ?

[…] Passons maintenant à une discussion sur la façon dont les trous noirs sont observés dans le ciel étoilé. Si un trou noir a consommé toute la matière qui l’entourait, alors il ne peut être vu qu’à travers la distorsion des rayons lumineux provenant d’étoiles lointaines. Autrement dit, s'il y avait un trou noir sous une forme aussi pure non loin de nous, nous verrions approximativement ce qui est montré sur la couverture. Mais même après avoir rencontré un tel phénomène, on ne peut pas être sûr qu'il s'agit d'un trou noir, et pas seulement d'un corps massif et non lumineux. Il faut du travail pour différencier les uns des autres.

Or, en réalité, les trous noirs sont entourés de nuages ​​contenant des particules élémentaires, de la poussière, des gaz, des météorites, des planètes et même des étoiles. Par conséquent, les astronomes observent quelque chose qui ressemble à l’image présentée sur la Fig. 9. Mais comment peuvent-ils conclure qu’il s’agit d’un trou noir et non d’une sorte d’étoile ?

Riz. 9. La réalité est bien plus prosaïque, et il faut observer des trous noirs entourés de divers corps célestes, gaz et nuages ​​de poussière

Pour commencer, sélectionnez une zone d’une certaine taille dans le ciel étoilé, généralement dans un système stellaire binaire ou dans un noyau galactique actif. Les spectres de rayonnement qui en émanent déterminent la masse et le comportement de la substance qu'il contient. Ensuite, il est constaté que le rayonnement émane de l'objet en question, comme de particules tombant dans un champ gravitationnel, et pas seulement de réactions thermonucléaires se produisant dans les entrailles des étoiles. Le rayonnement, qui est notamment le résultat du frottement mutuel de la matière tombant sur un astre, contient un rayonnement gamma beaucoup plus énergétique que le résultat d'une réaction thermonucléaire.

« Les trous noirs sont entourés de nuages ​​contenant des particules élémentaires, de la poussière, des gaz, des météorites, des planètes et même des étoiles. »

Si la région observée est suffisamment petite, n’est pas un pulsar et contient une grande masse, alors on conclut qu’il s’agit d’un trou noir. Premièrement, il est théoriquement prédit qu’après la combustion du combustible de fusion, aucun état de la matière ne pourrait créer une pression susceptible d’empêcher l’effondrement d’une telle masse dans une si petite région.

Deuxièmement, comme nous venons de le souligner, les objets en question ne doivent pas être des pulsars. Un pulsar est une étoile à neutrons qui, contrairement à un trou noir, a une surface et se comporte comme un grand aimant, ce qui constitue l’une de ces caractéristiques les plus subtiles du rayonnement électromagnétique. champ magnétique que la charge. Les étoiles à neutrons, résultant d'une très forte compression des étoiles en rotation d'origine, tournent encore plus vite, car le moment cinétique doit être conservé. Cela amène ces étoiles à créer des champs magnétiques qui varient dans le temps. Ces derniers jouent un rôle majeur dans la formation d’un rayonnement pulsé caractéristique.

Tous les pulsars trouvés jusqu'à présent ont une masse inférieure à deux masses solaires et demie. Les sources de rayonnement gamma énergétique caractéristique dont la masse dépasse cette limite ne sont pas des pulsars. Comme on peut le constater, cette limite de masse coïncide avec les prédictions théoriques faites sur la base des états de la matière que nous connaissons.

Tout cela, bien qu’il ne s’agisse pas d’une observation directe, constitue un argument assez convaincant en faveur du fait que ce sont les trous noirs que voient les astronomes et rien d’autre. Bien que ce qui peut être considéré ou non comme une observation directe soit une grande question. Après tout, vous, lecteur, ne voyez pas le livre lui-même, mais seulement la lumière qu'il diffuse. Et seule la combinaison de sensations tactiles et visuelles vous convainc de la réalité de son existence. De la même manière, les scientifiques tirent une conclusion sur la réalité de l’existence de tel ou tel objet à partir de l’ensemble des données qu’ils observent.

Les calculs montrent que lors d'une explosion de supernova avec M ~ 25M, il reste un noyau de neutrons dense (étoile à neutrons) d'une masse de ~ 1,6M. Dans les étoiles avec une masse résiduelle M > 1,4 M qui n’ont pas atteint le stade de supernova, la pression du gaz électronique dégénéré est également incapable d’équilibrer les forces gravitationnelles et l’étoile est comprimée jusqu’à un état de densité nucléaire. Le mécanisme de cet effondrement gravitationnel est le même que lors d’une explosion de supernova. La pression et la température à l'intérieur de l'étoile atteignent de telles valeurs auxquelles les électrons et les protons semblent être « pressés » les uns contre les autres et à la suite de la réaction

après l'émission de neutrinos, des neutrons se forment, occupant un volume de phase beaucoup plus petit que les électrons. Une étoile dite à neutrons apparaît, dont la densité atteint 10 14 - 10 15 g/cm 3 . La taille caractéristique d'une étoile à neutrons est de 10 à 15 km. En un sens, une étoile à neutrons est un noyau atomique géant. Une compression gravitationnelle supplémentaire est empêchée par la pression de la matière nucléaire résultant de l'interaction des neutrons. C'est aussi la pression de dégénérescence, comme précédemment dans le cas d'une naine blanche, mais c'est la pression de dégénérescence d'un gaz neutronique beaucoup plus dense. Cette pression est capable de supporter des masses jusqu'à 3,2 M.
Les neutrinos produits au moment de l’effondrement refroidissent assez rapidement l’étoile à neutrons. Selon les estimations théoriques, sa température chute de 10 11 à 10 9 K en un temps d'environ 100 s. De plus, la vitesse de refroidissement diminue légèrement. Cependant, il est assez élevé à une échelle astronomique. Une diminution de la température de 10 9 à 10 8 K se produit en 100 ans et à 10 6 K en un million d'années. La détection des étoiles à neutrons par des méthodes optiques est assez difficile en raison de leur petite taille et de leur basse température.
En 1967, à l'Université de Cambridge, Hewish et Bell ont découvert des sources cosmiques de rayonnement électromagnétique périodique : les pulsars. Les périodes de répétition des impulsions de la plupart des pulsars sont comprises entre 3,3·10 -2 et 4,3 s. Selon les concepts modernes, les pulsars sont des étoiles à neutrons en rotation d'une masse de 1 à 3 M et d'un diamètre de 10 à 20 km. Seuls les objets compacts possédant les propriétés des étoiles à neutrons peuvent conserver leur forme sans s’effondrer à de telles vitesses de rotation. La conservation du moment cinétique et du champ magnétique lors de la formation d'une étoile à neutrons conduit à la naissance de pulsars à rotation rapide avec un fort champ magnétique B ~ 10 12 G.
On pense qu'une étoile à neutrons possède un champ magnétique dont l'axe ne coïncide pas avec l'axe de rotation de l'étoile. Dans ce cas, le rayonnement de l’étoile (ondes radio et lumière visible) traverse la Terre comme les rayons d’un phare. Lorsque le faisceau traverse la Terre, une impulsion est enregistrée. Le rayonnement d'une étoile à neutrons lui-même est dû au fait que les particules chargées de la surface de l'étoile se déplacent vers l'extérieur le long des lignes de champ magnétique, émettant des ondes électromagnétiques. Ce mécanisme d'émission radio de pulsar, proposé pour la première fois par Gold, est illustré sur la Fig. 39.

Si un faisceau de rayonnement frappe un observateur sur Terre, le radiotélescope détecte de courtes impulsions d'émission radio d'une période égale à la période de rotation de l'étoile à neutrons. La forme de l'impulsion peut être très complexe, déterminée par la géométrie de la magnétosphère de l'étoile à neutrons et caractéristique de chaque pulsar. Les périodes de rotation des pulsars sont strictement constantes et la précision de mesure de ces périodes atteint des chiffres à 14 chiffres.
Actuellement, des pulsars faisant partie de systèmes binaires ont été découverts. Si le pulsar orbite autour de la deuxième composante, alors des variations de la période du pulsar devraient être observées en raison de l'effet Doppler. Lorsque le pulsar s'approche de l'observateur, la période enregistrée des impulsions radio diminue en raison de l'effet Doppler, et lorsque le pulsar s'éloigne de nous, sa période augmente. Sur la base de ce phénomène, des pulsars faisant partie d'étoiles doubles ont été découverts. Pour le premier pulsar découvert PSR 1913+16, qui fait partie d'un système binaire, la période orbitale était de 7 heures 45 minutes. La période orbitale naturelle du pulsar PSR 1913+16 est de 59 ms.
Le rayonnement du pulsar devrait entraîner une diminution de la vitesse de rotation de l'étoile à neutrons. Cet effet a également été découvert. Une étoile à neutrons faisant partie d’un système binaire peut également être une source de rayonnement X intense.
La structure d'une étoile à neutrons d'une masse de 1,4 M et d'un rayon de 16 km est représentée sur la Fig. 40.

I est une fine couche externe d’atomes densément emballés. Dans les régions II et III, les noyaux sont disposés sous la forme d’un réseau cubique centré. La région IV est principalement constituée de neutrons. Dans la région V, la matière peut être constituée de pions et d'hypérons, formant le noyau hadronique d'une étoile à neutrons. Certains détails de la structure d'une étoile à neutrons sont en cours de clarification.
La formation d’étoiles à neutrons n’est pas toujours la conséquence d’une explosion de supernova. Un autre mécanisme possible pour la formation d'étoiles à neutrons lors de l'évolution des naines blanches dans des systèmes d'étoiles binaires proches. Le flux de matière de l'étoile compagnon vers la naine blanche augmente progressivement la masse de la naine blanche et lorsqu'elle atteint une masse critique (limite de Chandrasekhar), la naine blanche se transforme en étoile à neutrons. Dans le cas où le flux de matière se poursuit après la formation d'une étoile à neutrons, sa masse peut augmenter considérablement et, à la suite d'un effondrement gravitationnel, elle peut se transformer en trou noir. Cela correspond à l’effondrement dit « silencieux ».
Les étoiles binaires compactes peuvent également apparaître comme sources de rayonnement X. Cela se produit également en raison de l’accrétion de matière tombant d’une étoile « normale » vers une étoile plus compacte. Lorsque la matière s'accumule sur une étoile à neutrons avec B > 10 10 G, la matière tombe dans la région des pôles magnétiques. Le rayonnement X est modulé par sa rotation autour de son axe. De telles sources sont appelées pulsars à rayons X.
Il existe des sources de rayons X (appelées bursters), dans lesquelles des bouffées de rayonnement se produisent périodiquement à des intervalles de plusieurs heures à une journée. Le temps de montée caractéristique du burst est de 1 seconde. La durée du burst est de 3 à 10 secondes. L'intensité au moment de l'éclatement peut être de 2 à 3 ordres de grandeur supérieure à la luminosité dans un état calme. Actuellement, plusieurs centaines de sources de ce type sont connues. On pense que les sursauts de rayonnement résultent d’explosions thermonucléaires de matière accumulée à la surface d’une étoile à neutrons par suite de l’accrétion.
Il est bien connu qu’aux petites distances entre les nucléons (< 0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρ яд и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества ρ >ρ empoisonner des processus tels que l'apparition de condensat de pions, la transition de la matière neutronisée vers un état cristallin solide et la formation d'hypérons et de plasma quark-gluon sont possibles. La formation d’états superfluides et supraconducteurs de la matière neutronique est possible.
Conformément aux idées modernes sur le comportement de la matière à des densités 10 2 - 10 3 fois supérieures à celles du nucléaire (à savoir sur de telles densités nous parlons de, lorsque l'on discute de la structure interne d'une étoile à neutrons), des noyaux atomiques se forment à l'intérieur de l'étoile près de la limite de stabilité. Une compréhension plus approfondie peut être obtenue en étudiant l'état de la matière en fonction de la densité, de la température et de la stabilité de la matière nucléaire à des rapports exotiques du nombre de protons au nombre de neutrons dans le noyau n p / n n , en tenant compte des processus faibles impliquant des neutrinos . À l'heure actuelle, pratiquement la seule possibilité d'étudier la matière à des densités supérieures aux densités nucléaires est celle des réactions nucléaires entre ions lourds. Cependant, les données expérimentales sur les collisions d'ions lourds fournissent encore des informations insuffisantes, car les valeurs réalisables de n p / n n pour le noyau cible et le noyau accéléré incident sont faibles (~ 1 - 0,7).
Des mesures précises des périodes des pulsars radio ont montré que la vitesse de rotation de l'étoile à neutrons ralentit progressivement. Cela est dû à la transition énergie cinétique rotation de l'étoile dans l'énergie du rayonnement pulsar et de l'émission de neutrinos. De petits changements brusques dans les périodes des radiopulsars s'expliquent par l'accumulation de contraintes dans la couche superficielle de l'étoile à neutrons, accompagnée de « fissurations » et de « fractures », qui entraînent une modification de la vitesse de rotation de l'étoile. Les caractéristiques temporelles observées des radio-pulsars contiennent des informations sur les propriétés de la « croûte » de l’étoile à neutrons, les conditions physiques à l’intérieur de celle-ci et la superfluidité de la matière neutronique. DANS Dernièrement Un nombre important de pulsars radio avec des périodes inférieures à 10 ms ont été découverts. Cela nécessite une clarification des idées sur les processus qui se produisent dans les étoiles à neutrons.
Un autre problème concerne l’étude des processus des neutrinos dans les étoiles à neutrons. L'émission de neutrinos est l'un des mécanismes par lesquels une étoile à neutrons perd de l'énergie dans les 10 5 à 10 6 ans suivant sa formation.