Trou noir stellaire

Un trou noir stellaire est un trou noir constitué par l'effondrement de la gravité d'une étoile massive (les 20 masses solaires ou plus de , bien que la coupe exacte de la masse n'ait pas été déterminée et puisse dépendre de beaucoup de paramètres) à la fin de sa vie. On observe le processus comme explosion de la supernova ou comme un rayon gamma de a éclaté . Le trou noir stellaire le plus le plus large (à partir de 2007) est 15. En plus, évidemment la source de rayon X du IC 10 X-1 est un trou noir stellaire avec une masse probable des 24-33 masses solaires.

Un trou noir pourrait exister de n'importe quelle masse dans la théorie (relativité générale ). Plus la masse est inférieure, plus la densité de la matière doit être afin de former est haute un trou noir (voir par exemple la discussion dans le rayon de Schwarzschild de , le rayon d'un trou noir). Il n'y a aucun processus connu qui peut produire les trous noirs avec la masse moins que plusieurs fois la masse du Sun. S'ils existent, elles sont les trous noirs primordiaux le plus susceptible

L'effondrement de d'une étoile est un processus normal pour produire un trou noir. Il est inévitable à la fin de la vie d'une étoile, quand toutes les sources d'énergie stellaires sont épuisées. Si la masse de la partie s'effondrante de l'étoile est au-dessous d'une certaine valeur critique, le produit final est une étoile de contrat de , un nain blanc ou une étoile neutron . Ces deux étoiles ont Massachusetts de maximum. Ainsi si l'étoile s'effondrante a une masse dépasser cette limite, l'effondrement continuera pour toujours (effondrement de la gravité catastrophique) et formera a trou noir. La masse maximum d'une étoile neutron n'est pas bien connue, mais est censée pour être les environ 3 masses solaires.

Il y a d'évidence d'observation pour deux autres types de trous noirs, qui sont beaucoup plus massifs que les trous noirs stellaires. Ils sont les trous noirs de l'Intermédiaire-masse de (au centre de faisceaux globulaires et de trous noirs de Supermassive de au centre de la manière laiteuse et de galaxies actives .

Un trou noir peut seulement avoir trois propriétés fondamentales : la masse, charge électrique et moment angulaire (rotation). On le croit que les trous noirs ont formé en nature que tous ont la rotation, mais aucune observation définie sur la rotation n'ont été effectuées. La rotation d'un trou noir stellaire est due à la conservation de du moment angulaire de l'étoile qui l'a produite.

Les masses observées des trous noirs stellaires dans les systèmes binaires de contrat de rayon X

Les trous noirs stellaires dans les systèmes binaires étroits sont observables quand la matière est transférée à partir d'une étoile de compagnon au trou noir. Le dégagement d'énergie en automne vers l'étoile compacte est si grand que la matière chauffe jusqu'aux températures de plusieurs centaines de million de degrés et rayonne dans les rayons X (astronomie en rayons X ). Le trou noir est donc observable dans les rayons X, tandis qu'on peut observer l'étoile de compagnon avec les télescopes optiques. Le dégagement d'énergie pour les trous noirs et les étoiles neutron sont du même ordre de grandeur. Il est souvent difficile distinguer les trous noirs et les étoiles neutron.

Cependant, les étoiles neutron peuvent avoir les propriétés additionnelles. Elles montrent la rotation différentielle, et peuvent avoir un champ magnétique et exhiber des explosions localisées (éclats thermonucléaires). Toutes les fois qu'on observe de telles propriétés, l'objet compact dans le système binaire est indiqué comme étoile neutron.

Les masses dérivées viennent des observations des sources compactes de rayon X (combinant le rayon X et les données optiques). Toutes les étoiles neutron identifiées ont une masse en-dessous des 3 à 5 masses solaires. Aucun des systèmes compacts avec une masse au-dessus des 5 masses solaires n'indique les propriétés d'une étoile neutron. La combinaison de ces faits le font de plus en plus probablement que la classe des étoiles compactes avec une masse au-dessus des 5 masses solaires sont en fait les trous noirs.

Noter que cette preuve de l'existence des trous noirs stellaires n'est pas entièrement d'observation mais compte sur la théorie : Nous pouvons penser sans l'autre objet pour ces systèmes compacts massifs dans les binaires stellaires qu'un trou noir. Une preuve directe de l'existence d'un trou noir serait si on observe réellement que l'orbite d'une particule (ou d'une goutte du gaz) cette tombe dans le trou noir.

Candidats de trou noir de la masse stellaire

Notre galaxie de manière laiteuse contient plusieurs trous noirs de la Stellaire-masse probable de qui sont plus près de nous que le trou noir supermassive dans la région d'A* de Sagittaire de . Ces candidats sont tous les membres des systèmes binaires du rayon X dans lesquels l'objet plus dense tire la matière de son associé par l'intermédiaire d'un disque d'augmentation. Les trous noirs probables dans ces paires s'étendent de trois à plus que des douzaine les masses solaires

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