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La vitesse de libération de la Terre est définie comme la vitesse initiale qu’un corps doit posséder afin de pouvoir échapper à l’attraction gravitationnelle de notre planète. Elle est d’environ 11 kilomètres par seconde. Ainsi, pour envoyer une sonde vers une autre planète, il est nécessaire de la lancer au moins avec cette vitesse. Sinon, l’engin ne peut pas s’échapper, soit il retombe sur Terre, soit il se retrouve en orbite autour de notre planète tel un satellite.
On peut de la même façon définir une vitesse de libération pour n’importe quel corps céleste, en particulier une étoile. Par exemple, pour le Soleil, elle est de 620 kilomètres par seconde.
Lorsqu’une étoile massive arrive en fin de vie, elle s’effondre sur elle-même. La gravité à sa surface augmente fortement et il est de plus en plus difficile de lui échapper. La vitesse de libération de l’étoile devient donc de plus en plus grande.
Mais cela continue-t-il indéfiniment ? C’est la question que Pierre Simon de Laplace fut le premier à considérer, à la fin du XVIIIe siècle. Que se passe-t-il si la vitesse de libération d’un corps est si grande qu’elle atteint celle de la lumière ?
Le trou noir XTE J1550-564 observé par l’observatoire dans les rayons X Chandra. Ce trou noir fait partie d’un système binaire et sa compagne, une étoile ordinaire, perd peu à peu son gaz qui vient former un disque autour du trou noir. Ce gaz est chauffé par friction, atteint des températures de plusieurs millions de degrés et va périodiquement émettre des jets de particules très énergétiques perpendiculairement au disque. Ces trois images prises en août 2000, mars et juin 2002 montrent le trou noir au centre et deux jets de particules qui s’éloignent à la moitié de la vitesse de la lumière. Crédit : NASA/CXC/M.Weiss La fin des étoiles les plus massives
Pour l’astronomie moderne, un tel corps n’est plus du domaine de la spéculation.
Nous avons vu que les naines blanches ont une masse nécessairement inférieure à 1,4 fois celle du Soleil. De la même façon, les étoiles à neutrons ne peuvent pas contenir une quantité arbitrairement grande de matière. La pression de dégénérescence des neutrons n’est capable de supporter qu’un corps de moins de trois masses solaires.
Or, il n’y a pas de raison qu’un résidu stellaire ne puisse dépasser cette limite. L’étude des différents processus de perte de matière montre qu’une étoile de masse supérieure à 40 fois celle du Soleil conduit, après son explosion finale, à un résidu dont la masse est supérieure à cette limite.
Dans ce cas, lors de l’effondrement final, les neutrons sont incapables de résister à la force de gravitation. Le résidu ne s’arrête pas au stade d’étoile à neutrons mais continue de s’effondrer. Lorsque sa taille atteint la vingtaine de kilomètres, la densité et la gravité du résidu atteignent des valeurs si grandes que la vitesse de libération atteint effectivement celle de la lumière.
Evidemment, dans ces conditions extrêmes, la physique de Newton ne donne pas de résultats fiables. Il faut faire appel à la relativité générale pour décrire l’astre qui se forme. La théorie d’Einstein montre alors que la déformation de l’espace-temps autour du résidu est telle que rien, pas même la lumière, ne peut plus s’échapper. L’étoile est désormais impossible à observer, elle ne se manifeste plus que par une énorme perturbation de l’espace-temps dans son voisinage. L’étoile est devenue un trou noir.
La disparition se produit au moment où le rayon de l’étoile atteint une valeur critique appelée le rayon de Schwarzschild qui est fonction de la masse de l’étoile. Ce rayon définit en quelque sorte la surface du trou noir. Il correspond à la distance à laquelle la lumière n’est plus capable de s’échapper et où la communication avec le reste de l’Univers devient impossible.
Une fois le rayon de Schwarzschild dépassé, le résidu stellaire continue à se contracter jusqu’à finalement atteindre un état de densité infinie, une singularité où l’espace et le temps sont infiniment distordus.
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