Lacompression gravitationnelle est le phénomène dans lequel lagravité, agissant sur lamasse d'un objet, compresse celui-ci, réduisant sonvolume et augmentant sadensité et satempérature.
Ainsi, au centre d'uneplanète ou d'uneétoile, la compression gravitationnelle produit de la chaleur par lemécanisme de Kelvin-Helmholtz. Ce mécanisme explique comment, par exemple, de la chaleur continuer d'émaner deJupiter par sa compression gravitationnelle[2].
On réfère plus communément à la compression gravitationnelle dans le domaine de l'évolution stellaire. Ainsi, au niveau de lanaissance des étoiles, leSoleil et les autres étoiles de laséquence principale sont produites par l'effondrement gravitationnel d'unnuage moléculaire.
En supposant la masse assez grande, la compression gravitationnelle réduit la grosseur du noyau de l'astre produit, engendrant une augmentation de satempérature jusqu'à l'obtention d'un commencement defusion nucléaire. Les processus de fusion de l'hydrogène vers l'hélium produisent uneénergie qui équilibre lapression gravitationnelle vers l’intérieur, stabilisant ainsi l'étoile pour des millions ou des milliards d'années selon sa masse.
Aucune compression gravitationnelle supplémentaire n'intervient jusqu'au moment où l'hydrogène est presque complètement utilisé, réduisant ainsi la pression thermique de la réaction de fusion[3] et amenant, dans un premier temps, une nouvelle compression. L'augmentation de densité et de température de cette dernière, conjuguée à l'accumulation d'hélium, entraîne lafusion de l'hélium, ce qui augmente fortement la pression thermique et mène l'étoile au stade degéante rouge.
Une fois terminée la fusion de l'hélium, il y a chute de la pression thermique, ce qui amène la matière à être compressée jusqu'à ce qu'un nouvel équilibre soit atteint. Ce dernier dépend de la masse de l'étoile.
Si l'étoile possède une masse semblable à celle du Soleil, les montées de température et de densité sont insuffisantes pour engendrer d'autres processus de fusion nucléaire. Une partie de la matière est éjectée et forme unenébuleuse planétaire, alors que la matière qui reste est compressée jusqu'à ce que la gravité soit compensée par lapression de dégénérescence, ce qui mène à la formation d'unenaine blanche[4].
Les étoiles plus massives que le Soleil évoluent différemment. Elle brûlent leur combustible très rapidement et vivent beaucoup moins longtemps. Après la fusion de l'hélium, elles entament d'autres processus de fusion nucléaire et se rendent jusqu'à la fusion dufer. À ce moment, il n'est plus possible de soutirer de l'énergie par fusion. La pression thermique disparaît et l'étoile s'effondre, menant d'abord à unesupernova, qui éjecte une partie de la matière, puis à la compression de la matière restante en uneétoile à neutrons[5] ou untrou noir[6]. L'un ou l'autre dépend, encore une fois, de la masse de l'astre.
Si la masse de ce qui reste de l'étoile dépasse lamasse de Chandrasekhar, l'effet de compression gravitationnelle sera assez fort pour faire entrer en contact lesprotons et lesélectrons desatomes qui forment le noyau de l'étoile (principalement dunickel 56) pour les fusionner enneutrons.
Si la masse résiduelle est plus élevée, le cadavre stellaire prend la forme d'un noyau defer 56 d'une masse supérieure à lalimite d'Oppenheimer-Volkoff, soit environ entre 2,4 et 3,2 masses solaires[7]. Lorsqu’une telle masse est atteinte, même les neutrons ne sont plus en mesure de conserver leur état et rien ne peut équilibrer la compression gravitationnelle. Toute la matière est alors condensée en unesingularité gravitationnelle au centre de l'étoile et devient untrou noir.
| Limite de Chandrasekhar | Masse de l'étoile | Type d'étoile |
|---|---|---|
| inférieur | entre 0,8 et 1,4 masse solaire | naine blanche |
| supérieur | Entre 2 et 5-6 masses solaires | étoile à neutrons |
| supérieur | 8 masses solaires | trou noir |
La compression gravitationnelle mène à la différenciation planétaire.
Le théorème du viriel est une relation générale qui s'applique à un système de plusieurs corps en interaction[8]. Il peut être utilisé enastrophysique pour expliquer l'équilibre dynamique entre la gravité et les sources internes de fusion de l'étoile[9].
Tel qu'énoncé à l'origine parRudolf Clausius, le théorème s'applique à un ensemble stable de particules de masse repérées par leurs positions et leurs vitesses, sur lesquelles s'exercent des forces[10]. Il s'écrit :
où la barre de surlignement désigne la moyenne temporelle des quantités correspondantes.
