Apprendre

Objectifs

Une étoile de masse centrale supérieure à environ 3 fois la masse du Soleil évolue vers le stade trou noir.

Rayon de Schwarzschild

Le rayon d'une étoile à neutrons diminuant avec la masse

$R\ \mathrm{(en km)}\simeq 15 \left({M_\odot \over M}\right)^{1/3}$

il s'ensuit une masse volumique et une vitesse de libération énormes. La limite $v _{\mathrm{lib}} = c$ correspond au rayon dit de Schwarzschild

$R _{\mathrm{Schwarzschild}} = 2\ { {\cal G} M \over c^2}$ .

Le stade de trou noir est atteint : le rayonnement est piégé par le champ gravitationnel. Un trou noir se signale alors par le formidable gradient de champ gravitationnel qu'il induit dans son entourage.

Masse d'un trou noir

Pour arriver au stage de trou noir stellaire, une étoile doit au-moins posséder un noyau de masse centrale supérieure à 3 masses solaires. Ceci correspond à une masse progénitrice initialement bien plus élevée ( $\ge 8 \ M_\odot$ ), mais diminuée des pertes par vent stellaire.