Notes sur la fin des étoiles en astronomie: la naine blanche, Notes de Astronomie
Caroline_lez
Caroline_lez10 janvier 2014

Notes sur la fin des étoiles en astronomie: la naine blanche, Notes de Astronomie

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Notes d'astronomie sur la fin des étoiles en astronomie: la naine blanche. Les principaux thèmes abordés sont les suivants: Introduction, Fin d'une naine blanche.
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La fin des étoiles en astronomie : Naine

blanche

Après ce petit détour théorique, voyons comment le principe d'incertitude intervient dans

l'évolution stellaire. Revenons donc à notre étoile en fin de vie. Son noyau vient de s'éteindre et

est essentiellement formé de carbone et d'oxygène. Du fait qu'il ne se produit plus de réaction

nucléaire, la pression interne qui stabilisait jusque là l'étoile perd en puissance et n'est plus en

mesure d'accomplir sa tache. L'étoile commence à s'effondrer sous son propre poids, sa taille

diminue et sa densité se met à augmenter fortement.

Arrive un moment où la densité est tellement forte que le principe d'incertitude entre en jeu. Du

fait de la compression de la matière, chaque électron est confiné dans un espace minuscule et

sa position est en conséquence très bien définie. Mais, d'après la mécanique quantique, le prix

à payer est une grande incertitude sur la vitesse de la particule, ce qui n'est possible que si

cette vitesse est elle-même grande. Les électrons sont donc animés de mouvements très

rapides et leur agitation donne naissance à un nouveau type de force de pression, d'origine

purement quantique, appelée la pression de dégénérescence. Celle-ci s'oppose à

l'effondrement de l'étoile et rétablit l'équilibre avec la force de gravité. L'étoile est devenue une

naine blanche.

Du fait de la forte compression de la matière, les naines blanches sont bien plus petites et

denses que les étoiles normales. Leur diamètre moyen est de l'ordre de 10 000 kilomètres, soit

une taille similaire à celle de laTerre, mais avec la masse du Soleil. La densité atteint des valeurs

phénoménales d'environ une tonne par centimètre cube de matière. Une cuillerée à soupe de la

matière d'une naine blanche pèse ainsi plusieurs tonnes. La petite taille est également

responsable d'une luminosité très faible. C'est la raison pour laquelle les naines blanches

forment un groupe à part dans le diagramme de Hertzsprung-Russel, sous la séquence

principale.

Le couple stellaire Sirius A et B à 8,6 années-lumière de la Terre, observé dans les rayons X par le

satellite Chandra. Sur cette image, c'est Sirius B qui est l'objet le plus brillant car sa surface, chauffée

à une température de 25 000 degrés, émet énormément de rayons X. L'autre point est Sirius A,

l'étoile la plus brillante du ciel en lumière visible, mais pratiquement inexistante dans cette longueur

d'onde (elle n'apparaît ici qu'à cause de son rayonnement ultraviolet qui n'est pas complètement filtré

par Chandra). La structure en forme d'étoile est un effet d'optique dû au télescope. Crédit

:NASA/SAO/CXC

Les naines blanches étant peu lumineuses, elles sont très difficiles à détecter, sauf lorsqu'elles

se trouvent dans le voisinage du Soleil. En 1844, l'astronome allemand Friedrich Bessel se rendit

compte que l'étoile la plus brillante du ciel nocturne, Sirius, n'était pas parfaitement fixe dans le

ciel, mais oscillait légèrement. Il attribua cet effet à la présence d'une autre étoile, peu

lumineuse, dont l'attraction gravitationnelle influençait le mouvement de Sirius. Mais il fallut

attendre 1862 pour que l'Américain Alvan Clark, avec de meilleurs moyens d'observation,

puisse prendre une image de ce compagnon, Sirius B, la première naine blanche à être

observée. Depuis, environ 500 astres de ce type ont été détectés. Ce qui n'est rien comparé au

nombre total dans laGalaxie, estimé à une dizaine de milliards.

Fin d'une naine blanche

Une fois notre étoile devenue une naine blanche, sa vie ne sera plus marquée que par quelques

changements mineurs. Puisque l'astre n'a plus de source d'énergie, sa température et sa

luminosité baissent. Sa couleur passe du blanc au rouge, puis, après quelques milliards

d'années, elle n'émet plus que très faiblement dans le domaine visible. Elle devient alors une

naine noire. La structure interne change également avec le temps. Après l'effondrement, les

particules sont très énergétiques, les ions de carbone et d'oxygène peuvent se mouvoir

librement. Mais avec la baisse de la température, ces ions perdent leur liberté et s'arrangent

pour former un réseau cristallin. Les électrons, quant à eux, continuent de se déplacer

librement à des vitesses proches de celle de la lumière. Enfin, la taille de l'étoile, elle, ne change

plus car la pression de dégénérescence est indépendante de la température et peut donc

soutenir l'astre pour toujours.

Toutes les naines blanches n'ont pas les mêmes dimensions. Plus elles sont massives, plus la

pression et la densité requises pour résister à la gravité sont grandes, donc plus leur taille est

réduite. Mais la pression de dégénérescence des électrons ne peut pas supporter une masse

arbitrairement grande. L'astrophysicien indien Subrahmanyan Chandrasekhar, en étudiant ces

étoiles sur le plan théorique dans les années 1930, mit en évidence qu'elles n'étaient capables

de résister à l'effondrement que si leur masse était inférieure à 1,4 fois celle du Soleil. En tenant

compte des pertes de matière par vent stellaire, cela signifie qu'une étoile de la séquence

principale ne peut atteindre le stade de naine blanche que si sa masse est inférieure à environ

huit fois celle du Soleil. Nous verrons plus loin ce qui se produit au-dessus de cette limite.

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