Pression de dégénérescence des neutrons:
* Cette pression résulte du principe d'exclusion de Pauli, qui indique qu'aucun neutrone ne peut occuper le même état quantique.
* Dans une étoile à neutrons, la densité extrême oblige les neutrons à emballer bien. Cela crée une force répulsive qui contrecarre l'immense traction gravitationnelle du noyau de l'étoile.
Lorsque la gravité gagne:
* Si le noyau de l'étoile est suffisamment massif (supérieur à environ 3 masses solaires), même la pression de dégénérescence des neutrons ne peut pas retenir la force de gravité implacable.
* Alors que la gravité continue de comprimer le noyau, les neutrons sont écrasés de plus en plus.
* Finalement, le noyau s'effondre à un point de densité infinie, connue sous le nom de singularité.
* La région autour de cette singularité devient tellement déformée par la gravité que même la lumière ne peut pas s'échapper, créant un trou noir.
La formation d'un trou noir:
* L'effondrement du noyau est incroyablement rapide, se produit dans une fraction de seconde.
* Alors que le noyau s'effondre, il libère une énorme quantité d'énergie sous la forme d'une explosion de supernova.
* L'explosion explose les couches extérieures de l'étoile, laissant derrière elle un trou noir au centre.
Points clés:
* La pression de dégénérescence des neutrons est une force fondamentale en astrophysique qui empêche l'effondrement des étoiles.
* Cependant, pour les étoiles dépassant un certain seuil de masse, la gravité est finalement plus forte.
* L'effondrement du noyau d'une étoile au-delà de la pression de dégénérescence des neutrons conduit à la formation d'un trou noir, un objet avec une gravité aussi immense que rien, pas même la lumière, ne peut échapper à sa traction.
