Quelle est la dernière étape avant qu'une étoile ne s'effondre en trou noir ?
What is the last step before a star collapses into a black hole?
Stars that have a higher mass than about 2.2 solar masses (the mass of our Sun) will typically collapse into black holes at the end of their life cycle when fusion has stopped and no longer pushes out against the inward pull of gravity. For stars of this mass, their inward pull of gravity is too strong to be resisted by other forces, thus their fate is to become black holes. However, stars under this limit and above the Chandrasekhar limit of 1.4 solar masses will end their lifecycles as neutron stars. Neutron stars are also the remnants of dead stars but since they have a smaller mass, their gravity is not enough for them to cross into becoming black holes. As the dead star compresses and becomes more and more dense, regular matter is turned into neutrons and the last force to resist the pull of gravity is called degenerate neutron pressure, which is a quantum effect that dictates that no two neutrons may be in the same quantum state. This creates an outward pressure that resists the pull of gravity and settles the star into a neutron star. If more mass is added later, from a star companion or other sources, once the star's mass crosses the limit of around 2.2 solar masses even degenerate neutron pressure isn't enough to balance gravity and the star will collapse into a black hole.
Les étoiles dont la masse est supérieure à environ 2,2 masses solaires (la masse de notre Soleil) s'effondrent généralement en trous noirs à la fin de leur cycle de vie, lorsque la fusion s'est arrêtée et qu'elles ne peuvent plus résister à l'attraction gravitationnelle. Pour les étoiles de cette masse, l'attraction gravitationnelle vers l'intérieur est trop forte pour être contrée par d'autres forces, et leur destin est donc de devenir des trous noirs. Toutefois, les étoiles dont la masse est inférieure à cette limite et supérieure à la limite de Chandrasekhar (1,4 masse solaire) termineront leur cycle de vie sous la forme d'étoiles à neutrons. Les étoiles à neutrons sont également les vestiges d'étoiles mortes, mais comme elles ont une masse plus faible, leur gravité n'est pas suffisante pour qu'elles se transforment en trous noirs. Au fur et à mesure que l'étoile morte se comprime et devient de plus en plus dense, la matière ordinaire est transformée en neutrons et la dernière force à résister à l'attraction de la gravité s'appelle la pression de dégénérescence des neutrons, qui est un effet quantique selon lequel deux neutrons ne peuvent pas être dans le même état quantique. Cela crée une pression vers l'extérieur qui résiste à l'attraction de la gravité et transforme l'étoile en étoile à neutrons. Si une masse supplémentaire est ajoutée ultérieurement, à partir d'un compagnon stellaire ou d'autres sources, une fois que la masse de l'étoile dépasse la limite d'environ 2,2 masses solaires, même la pression neutronique dégénérée n'est pas suffisante pour contrebalancer la gravité et l'étoile s'effondre en un trou noir.
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