Objets compacts - LUTH - Observatoire de Paris
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astre<br />
Terre<br />
Soleil<br />
naine blanche<br />
étoile à neutrons<br />
trou noir<br />
stellaire<br />
trou noir<br />
massif<br />
1.2 Relation avec l’astrophysique <strong>de</strong>s hautes énergies 5<br />
contre-poids<br />
<strong>de</strong> la gravitation<br />
forces électromag.<br />
(structure cristalline)<br />
pression thermique<br />
pression <strong>de</strong> radiation<br />
press. <strong>de</strong> dégénéresc.<br />
<strong>de</strong>s électrons (Pauli)<br />
masse M<br />
[M⊙]<br />
rayon R<br />
[km]<br />
<strong>de</strong>nsité ρ<br />
[kg m −3 ]<br />
paramètre <strong>de</strong><br />
relativité Ξ<br />
3 × 10 −6 6 × 10 3 5 × 10 3 10 −10<br />
1 7 × 10 5 10 3 10 −6<br />
0.1 à 1.4 ∼ 10 4 ∼ 10 10 10 −4 à 10 −3<br />
interaction forte<br />
entre les baryons 1 à ∼ 3 ∼ 10 ∼ 10 18 ∼ 0.2<br />
pas <strong>de</strong><br />
contre-poids<br />
pas <strong>de</strong><br />
contre-poids<br />
>∼ 3<br />
9<br />
(M = 3 M⊙) 0 1<br />
∼ 10 9 20 UA 0 1<br />
Tab. 1.1 – Caractéristiques moyennes <strong>de</strong> divers objets astrophysiques et leurs paramètres <strong>de</strong> relativité<br />
Ξ ∼ |Egrav|/Mc 2 ∼ Rs/R.<br />
1.2 Relation avec l’astrophysique <strong>de</strong>s hautes énergies<br />
Les astres <strong>compacts</strong> sont intimement liés à l’astrophysique <strong>de</strong>s hautes énergies par un<br />
mécanisme <strong>de</strong> libération <strong>de</strong> l’énergie <strong>de</strong> masse E = mc 2 très efficace : l’effondrement gravitationnel<br />
vers un objet compact. Cet effondrement peut prendre <strong>de</strong>ux formes différentes :<br />
il peut s’agir <strong>de</strong> l’accrétion <strong>de</strong> matière par un astre compact ou bien d’un phénomène<br />
beaucoup plus violent : l’effondrement d’une étoile entière sur elle-même.<br />
1.2.1 Accrétion sur un objet compact<br />
Une masse m qui tombe <strong>de</strong>puis l’infini sur un objet compact <strong>de</strong> masse M et <strong>de</strong> rayon R<br />
acquiert l’énergie cinétique suivante (on peut dire <strong>de</strong> manière équivalente “perd l’énergie<br />
potentielle gravitationnelle suivante”)<br />
∆E = GMm<br />
R<br />
, (1.7)<br />
que l’on peut écrire, en introduisant le paramètre <strong>de</strong> relativité <strong>de</strong> l’objet compact donné<br />
par (1.4),<br />
∆E = Ξ mc 2 . (1.8)<br />
Ainsi l’accrétion libère (sous forme d’énergie cinétique, qui peut être transformée en chaleur,<br />
puis en rayonnement) la fraction Ξ <strong>de</strong> l’énergie <strong>de</strong> masse <strong>de</strong> la matière accrétée. Par<br />
exemple, l’accrétion sur une étoile à neutrons dégage Ξ ∼ 20% <strong>de</strong> l’énergie <strong>de</strong> masse. Pour<br />
un trou noir en rotation rapi<strong>de</strong>, cette fraction peut même atteindre 42%. Il est intéressant<br />
<strong>de</strong> comparer ce “ren<strong>de</strong>ment” à celui d’une réaction nucléaire. La réaction thermonucléaire