Les naines blanches sont des étoiles ayant une masse importante (de l’ordre de la masse solaire) et un petit rayon (le rayon de la Terre), qui est inférieur à la limite de Chandrasekar pour la masse choisie, étant un produit de l’évolution des géantes rouges. Le processus de production d’énergie thermonucléaire a cessé dans ces étoiles, ce qui leur confère des propriétés particulières. Selon diverses estimations, leur nombre dans notre galaxie se situe entre 3 et 10 % de la population stellaire totale.
Table des matières
Histoire de la découverte
Le mouvement visible de Sirius sur la sphère céleste
En 1844, l’astronome et mathématicien allemand Friedrich Bessel, en observant Sirius, a détecté une légère déviation de l’étoile par rapport à son mouvement rectiligne, et a émis l’hypothèse que Sirius avait une étoile compagne massive invisible.
Son hypothèse a été confirmée en 1862, lorsque l’astronome américain et constructeur de télescopes Alvan Graham Clark, en ajustant le plus grand réfracteur de l’époque, a découvert une étoile peu lumineuse près de Sirius, qui a été baptisée Sirius B. L’étoile a ensuite été baptisée Sirius.
La naine blanche Sirius B a une faible luminosité, et le champ gravitationnel affecte son compagnon brillant de manière très visible, ce qui indique que cette étoile a un rayon extrêmement petit et une masse importante. C’est ainsi qu’un type d’objet appelé naine blanche a été découvert pour la première fois. Le deuxième objet de ce type a été l’étoile Maanen, située dans la constellation des Poissons.
Mécanisme de formation
Les naines blanches représentent le stade final de l’évolution d’une petite étoile de masse comparable à celle du Soleil. Dans quel cas apparaissent-elles ? Lorsque le centre d’une étoile, comme notre Soleil, brûle tout l’hydrogène, son cœur se rétrécit à des densités élevées, tandis que les couches extérieures se dilatent fortement et, accompagnée d’une baisse générale de luminosité, l’étoile devient une géante rouge. La géante rouge pulsante se débarrasse alors de son enveloppe, car les couches extérieures de l’étoile sont faiblement liées au noyau central chaud et très dense. Cette coquille devient alors une nébuleuse planétaire en expansion. Comme vous pouvez le constater, les géantes rouges et les naines blanches sont très étroitement liées.
Le processus de refroidissement d’une naine blanche et la cristallisation de sa partie centrale
Le noyau est comprimé à une taille extrêmement petite, mais ne dépasse pas la limite de Chandrasekar, qui est la limite supérieure de la masse d’une étoile à laquelle elle peut exister en tant que naine blanche.
Types de naines blanches
Quelques naines blanches dans l’amas globulaire NGC 6397, image Hubble
D’un point de vue spectral, elles sont divisées en deux groupes. Le rayonnement des naines blanches est divisé en deux classes spectrales : la classe «hydrogène» DA, la plus courante (jusqu’à 80 % du total), qui ne présente pas de raies spectrales d’hélium, et la classe «naine blanche à hélium» DB, plus rare, dont les étoiles ne présentent pas de raies d’hydrogène dans leur spectre.
L’astronome américain Iko Iben a proposé plusieurs scénarios pour expliquer leur origine : la combustion de l’hélium dans les géantes rouges étant instable, une éruption de la couche d’hélium se développe périodiquement. Il a suggéré avec succès le mécanisme d’érosion de la coquille à différents stades du développement de l’éruption d’hélium — à son apogée et dans la période entre deux éruptions. La formation de la couche d’hélium dépend du mécanisme d’éjection de la coquille.
Gaz de naissance
Jusqu’à ce que Ralph Fowler explique, dans son article «Dense Matter» publié en 1922, les caractéristiques de densité et de pression à l’intérieur des naines blanches, la densité élevée et les caractéristiques physiques d’une telle structure semblaient paradoxales. Fowler a suggéré que, contrairement aux étoiles de la séquence principale, pour lesquelles l’équation d’état est décrite par les propriétés d’un gaz idéal, dans les naines blanches, elle est déterminée par les propriétés d’un gaz dégénéré.
Graphique de la dépendance du rayon d’une naine blanche en fonction de sa masse. Remarque : la limite ultra-relativiste des gaz fermi coïncide avec la limite de Chandrasekar.
Un gaz nucléé se forme lorsque la distance entre ses particules devient inférieure à l’onde de Broglie, ce qui signifie que ses propriétés commencent à être affectées par des effets de mécanique quantique dus à l’identité des particules de gaz.
Dans les naines blanches, en raison des énormes densités, les enveloppes des atomes s’effondrent sous la force de la pression interne, et la substance devient un plasma électronucléaire, la partie électronique étant décrite par les propriétés d’un gaz d’électrons dégénérés, semblable au comportement des électrons dans les métaux.
Structure
Les atomes les plus courants sont le carbone et l’oxygène, avec une enveloppe constituée d’hélium et d’hydrogène.
Matériaux par thème
Statistiquement, le rayon d’une naine blanche est comparable à celui de la Terre, et sa masse varie de 0,6 à 1,44 masse solaire. Les températures de surface vont de — à 200 000 K, ce qui explique aussi leur couleur.
Le noyau
La principale caractéristique de la structure interne est la densité très élevée du noyau, dans lequel l’équilibre gravitationnel est conditionné par le gaz d’électrons dégénérés. La température à l’intérieur de la naine blanche et la compression gravitationnelle sont équilibrées par la pression du gaz dégénéré, ce qui assure une relative stabilité du diamètre, et sa luminosité est principalement due au refroidissement et à la compression des couches externes. La composition dépend du temps qu’a eu l’étoile mère pour évoluer. Il s’agit principalement de carbone avec de l’oxygène et de petits mélanges d’hydrogène et d’hélium qui se transforment en gaz dégénéré.
L’évolution
L’éclatement de l’hélium et l’élimination des enveloppes externes par la géante rouge propulsent l’étoile le long du diagramme de Hertzsprung-Russell, ce qui conditionne sa composition chimique prédominante. Le cycle de vie de la naine blanche reste stable jusqu’à son refroidissement, lorsque l’étoile perd sa luminosité et devient invisible, entrant dans le stade de la «naine noire» — le résultat final de l’évolution, bien que ce terme soit de moins en moins utilisé dans la littérature moderne.
Le flux de matière d’une étoile vers une naine blanche, qui n’est pas visible en raison de sa faible luminosité.
La présence de compagnons stellaires proches prolonge leur vie grâce à la chute de matière à leur surface par la formation d’un disque d’accrétion. Les particularités de l’accrétion de matière dans les systèmes appariés peuvent conduire à l’accumulation de matière à la surface des naines blanches, entraînant l’explosion d’une nouvelle étoile ou d’une supernova (dans le cas d’étoiles particulièrement massives) de type Ia.
Explosion d’une supernova dans une conception d’artiste
Si l’accrétion est instable dans le système naine blanche-naine rouge, il peut en résulter une explosion particulière d’une naine blanche (par exemple U Gem (UG)) ou d’étoiles variables de type nouveau dont l’explosion est catastrophique.
Le vestige de supernova SN 1006 est une naine blanche qui a explosé dans un système double. Elle a progressivement capturé la matière de l’étoile compagnon et l’augmentation de la masse a déclenché une explosion thermonucléaire qui a déchiré la naine.
Position sur le diagramme de Hertzsprung-Russell.
Position des naines blanches sur le diagramme de Hertzsprung-Russell
Dans le diagramme, elles occupent le côté inférieur gauche, appartenant à la branche des étoiles qui ont quitté la séquence principale depuis l’état de géante rouge.
C’est la région des étoiles chaudes de faible luminosité, qui est la deuxième plus abondante parmi les étoiles de l’univers observable.
Classification spectrale
Naines blanches multiples dans l’amas globulaire M4, image Hubble
Elles sont classées dans une classe spectrale spéciale, la classe D (de l’anglais Dwarfs — naines, nains). Mais en 1983, Edward Sion a proposé une classification plus précise qui prend en compte les différences de leurs spectres, à savoir : D (sous-classe) (caractéristique spectrale) (indice de température).
Il existe les sous-classes de spectres DA, DB, DC, DO, DZ et DQ qui précisent la présence ou l’absence de raies de l’hydrogène, de l’hélium, du carbone et des métaux. Les caractéristiques spectrales P, H, V et X précisent la présence ou l’absence de polarisation, le champ magnétique en l’absence de polarisation, la variabilité, la particularité ou l’inclassabilité des naines blanches.
Faits intéressants
- Quelle est la naine blanche la plus proche du Soleil ? La naine blanche la plus proche est l’étoile de van Maanen, un objet peu lumineux situé à seulement 14,4 années-lumière du Soleil. Elle est située au centre de la constellation des Poissons.
L’étoile de Van Maanen est la naine blanche solitaire la plus proche.
L’étoile de Van Maanen est trop faible pour être vue à l’œil nu, sa magnitude stellaire est de 12,2. Cependant, si l’on considère une naine blanche dans un système stellaire, la plus proche est Sirius B, à 8,5 années-lumière. D’ailleurs, la naine blanche la plus célèbre est Sirius B.
Comparaison de la taille de Sirius B et de la Terre
La nébuleuse de l’haltère, également connue sous le nom de M27
Flux de matière d’une étoile à une naine blanche, dessin d’artiste
Matériaux par thème
Collage de 100 nébuleuses planétaires, selon les assurances de l’auteur l’échelle est respectée
Réponses aux questions
- Quelle est la différence entre une naine blanche et une étoile à neutrons ? Toute l’évolution d’une étoile repose sur sa masse initiale, qui déterminera sa luminosité, sa durée de vie et ce qu’elle deviendra à la fin. Pour une étoile de masse 0,5-1,44 solaire, la vie s’achève avec l’expansion de l’étoile qui se transforme en géante rouge, laquelle se débarrasse de ses enveloppes externes pour former une nébuleuse planétaire ne laissant derrière elle qu’un noyau constitué de gaz dégénéré.
Le pulsar PSR J0348 +0432 est une étoile à neutrons et une naine blanche.
Magnetar, dessin d’artiste
Film de vulgarisation scientifique sur les héros de notre article
Date de publication: 12-26-2023
Mettre à jour la date: 12-26-2023