Subrahmayan Chandrasekhar
Sa Biographie
Chandrasekhar, plus
connu sous le nom de « Chandra », fait ses études au Presidency College (en) de Madras (maintenant
appelée Chennai).
Il effectue son doctorat sous la direction de Ralph
H. Fowler au Trinity College de l'université de Cambridge au Royaume-Uni et
le termine en 1933 à l'âge de 22 ans. Ses travaux concernent l'évolution des étoiles.
Il est connu pour
avoir déterminé au-delà de quelle limite une naine
blanche devient instable sous certaines conditions et s'effondre en étoile à neutrons, initiant le processus de supernova.
Cette limite, désormais connue sous le nom de limite de Chandrasekhar, lui vaut à l'époque
une vive controverse avec l'astronome anglais Sir Arthur
Eddington. Il émigre ensuite aux États-Unis et
obtient un poste à l'université de Chicago de 1937 jusqu'à sa
mort en 1995, à l'âge de 84 ans. Il obtient la nationalité américaine en 1953.
S. Chandrasekhar:
Astrophysicien américain d'origine indienne (Lahore, 1910 - Chicago, 1995).
Durant sa carrière
scientifique de plus de 50 ans, il a rédigé plus de 300 articles scientifiques.
Chandrasekhar a reçu de nombreuses distinctions. Il est devenu membre de la Royal
Society le 16 mars 1944. Ses travaux sur le transfert de rayonnement lui valent
le prix
Rumford en 1957.
Il est également lauréat de la médaille
Bruce en 1952, de la médaille d'or de la
Royal Astronomical Society en 1953, de la National Medal of Science (la plus
haute distinction académique aux États-Unis) en 1966, de la médaille Henry Draper en 1971 et de la médaille
Copley en 1984. Il obtient en 1983 une moitié du prix Nobel de physique (l'autre moitié
a été remise à William Fowler) « pour ses études
théoriques des processus physiques régissant la structure et l'évolution des étoiles ».
Le gouvernement indien l'a
également honoré en lui attribuant la Padma
Vibhushan.
L'astéroïde (1958)
Chandra a été baptisé en son honneur. En 1999, la NASA lance un
concours pour baptiser son télescope spatial de rayons X (anciennement
appelé AXAF), mis en orbite par la navette spatiale Columbia le 23 juillet 1999. Après plus de 6 000 propositions de
noms reçues de plus de 50 pays, c'est Chandra qui fut retenu en
l'honneur de Chandrasekhar.
Chandrasekhar était
le neveu de Chandrasekhara Venkata Raman, lauréat
du prix Nobel de physique de 1930.
Limite de
Chandrasekhar
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. 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:
- La GRAVITATION qui
tend à faire s'effondrer l'étoile sur elle-même, sous son propre poids.
- L'ÉNERGIE DES
FUSIONS NUCLÉAIRES qui se déroulent dans son coeur et qui tendent à la
faire "gonfler".
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 figuresont
possibles:
- La masse du coeur
est supérieure à 1.44 Mo, mais reste inférieure à 3 Mo.
- La masse du coeur
est supérieure à 3 Mo.
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. Donc ils 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.
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