Subrahmayan Chandrasekhar

S. Chandrasekhar: Astrophysicien américain d'origine indienne (Lahore, 1910 - Chicago, 1995).

La limite de Chandrasekhar est la masse maximale qu'une naine blanche peut avoir. Elle vaut 1,44 fois la masse solaire, soit 3 × 1030 kg. Elle fut calculée en 1930 par le physicien Indien Subrahmanyan Chandrasekhar (dit "Chandra") alors âgé de 20 ans lors d'un voyage en paquebot vers Bombay. Pour ses recherches sur la structure et l'évolution des étoiles, Chandrasekhar recevra en 1983 le prix Nobel de Physique, conjointement avec l'astrophysicien nucléaire William Fowler. Il meurt le 21 août 1995, à Chicago, dans l'Illinois.
Le "Chandra X-ray Observatory" de la NASA a été ainsi nommé à la mémoire de Subrahmanyan Chandrasekhar.

Au cours de sa vie sur la Séquence Principale, une étoile présente un état d'équilibre: sa taille ne change pas (ou peu). Cet équilibre provient de 2 forces opposées qui se contrebalancent:

Lorsque le cœur d'une étoile a épuisé son combustible nucléaire, l'énergie provenant des fusions disparaît. Le coeur se contracte, la force de gravitation étant, désormais, la seule à agir. En se contractant, le coeur se réchauffe fortement, communiquant cette élévation thermique aux couches superficielles de l'étoile qui se mettent à gonfler. Donc, le coeur de l'étoile se contracte pendant que son "atmosphère" se dilate.

Cette contraction ne saurait être infinie: il doit exister un moment où la matière du coeur stellaire n'est plus compressible. Lorsque les atomes et les électrons du coeur stellaire se retrouvent comme plaqués les uns contre les autres, un peu comme s'ils se touchaient, ils exercent une "pression vers l'extérieur", luttant contre toute force qui vise à les rapprocher. On a affaire à ce que les physiciens appellent de la matière dégénérée et cette "pression vers l'extérieur", c'est la pression de dégénérescence des électrons. (voir le dessin ci-dessous, la partie centrale "matière électronique dégénérée").


Si la MASSE du coeur est INFÉRIEURE À 1.44 Mo = limite de Chandrasekhar (Mo pour "masse solaire"):

La pression de dégénérescence des électrons est suffisante pour s'opposer à la gravité et l'effondrement est bel et bien stoppé. Le coeur effondré stable est appelé naine blanche.

Cependant, si le cœur de l'étoile a une masse supérieure à la limite de Chandrasekhar (1.44 Mo), la gravité devient supérieure à la pression de dégénérescence des électrons. L'étoile continue donc de s'effondrer. Là, deux cas de figure sont possibles:

Masse du coeur entre 1.44 et 3 Mo:

Le principe d'exclusion de Pauli (une des bases de la physique quantique): deux particules ne peuvent se trouver en même temps exactement au même endroit.

Si on essaie de rapprocher encore plus les électrons, comme le fait la force de gravitation, leur seule issue sera donc de prendre de la vitesse pour s'échapper. Mais là, les calculs montrent qu'ils devraient acquérir une vitesse supérieure à celle de la lumière pour répondre au principe de Pauli. Ils donc sont forcés de pénétrer dans les noyaux atomiques, pour fusionner avec les protons pour les transformer en neutrons, plus des neutrinos (*).

(*)Neutrinos: "petits neutrons" à la masse quasi nulle. Ils n'ont pas de charge et quasiment aucune interaction avec la matière : ils peuvent traverser la Terre de part en part sans être stoppés.

A partir du moment où le coeur stellaire n'est quasiment plus composé que de neutrons, ceux-ci doivent aussi répondre au principe d'exclusion de Pauli: si la gravitation essaie de les rapprocher trop, ils prennent de la vitesse pour s'échapper. Cette agitation neutronique sera alors la responsable d'une pression capable de contrecarrer la gravitation. C'est la pression de dégénérescence des neutrons. Dans le cas qui nous occupe (coeur entre 1.44 et 3 Mo), la pression de dégénérescence des neutrons sera suffisante pour contrebalancer la gravitation. Le coeur stellaire se stabilise et devient une étoile à neutrons stable.

Masse du coeur supérieure à 3 Mo:

Ici, la force de gravitation du coeur stellaire est supérieure à la pression de dégénérescence des neutrons. Cette dernière est désormais incapable de contrebalancer la gravitation: le coeur s'effondre irrémédiablement sur lui-même et devient un trou noir.

C'est la victoire totale de la gravitation car plus rien ne peut freiner l’effondrement de la matière, qui se contracte jusqu’à une densité infinie, une température infinie, le tout en un point unique de l’espace : on appelle cela une "singularité".

Le trou noir n'a pas de surface matérielle, mais une surface mathématique appelée "horizon". Son rayon est appelé "rayon de Schwarzschild". Rien ne peut sortir d'un trou noir, même pas la lumière: il est donc invisible. En effet, pour échapper à la gravitation d'un trou noir, un mobile quelconque devrait bénéficier d'une vitesse initiale - on l'appelle vitesse de libération - supérieure à la vitesse de la lumière (300.000 Km/sec), ce qui est impossible.


Précédente ] Suivante ]