Trou noir

Observer

cygx1.png
Un candidat trou noir observé par le satellite Exosat de l'ESA, en rayon X.
Crédit : ESA

Candidats

Les trous noirs stellaires se cachent mieux que les trous noirs au centre d'une galaxie. De nombreux candidats trous noirs stellaire sont recensés. Leur observation reste difficile, associée en fait à des régions d'émissions très énergétiques, mais cachées car de très petit volume.

Le premier candidat, Cygnus X-1, fut découvert par le satellite Uhuru en lumière X.

Apprendre

objectifsObjectifs

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.