NAINE BLANCHE: CARACTÉRISTIQUES, COMPOSITION, FORMATION, TYPES - ARTE - 2025

Une naine blanche est une étoile dans les derniers stades de son évolution, qui a déjà épuisé tout l'hydrogène de son cœur, ainsi que le combustible de son réacteur interne. Dans ces circonstances, l'étoile se refroidit et se contracte étonnamment en raison de sa propre gravité.

Il n'a stocké la chaleur que pendant son existence, donc d'une certaine manière, une naine blanche est comme la braise qui reste après avoir éteint un feu de joie colossal. Il faudra des millions d'années avant que le dernier souffle de sa chaleur ne le quitte, le transformant en un objet froid et sombre.

Figure 1. Gros plan du système binaire Sirius A (l'étoile principale) et Sirius B (nain blanc) en rayons X pris par Chandra. Source: Wikimedia Commons.

Découverte

Bien qu'ils soient maintenant connus pour être abondants, ils n'ont jamais été faciles à repérer car ils sont extrêmement petits.

La première naine blanche a été découverte par William Herschel en 1783, dans le cadre du système d'étoiles Eridani 40, dans la constellation Eridano, dont l'étoile la plus brillante est Achernar, visible au sud (dans l'hémisphère nord) pendant l'hiver.

40 Eridani est composé de trois étoiles, dont une, 40 Eridane A. est visible à l'œil nu, mais 40 Eridani B et 40 Eridani C sont beaucoup plus petites. B est une naine blanche, tandis que C est une naine rouge.

Des années plus tard, après la découverte du système 40 Eridani, l'astronome allemand Friedrich Bessel découvrit en 1840 que Sirius, l'étoile la plus brillante de Canis Major, avait un compagnon discret.

Bessel a observé de petites sinuosités dans la trajectoire de Sirius, dont l'explication ne pouvait être que la proximité d'une autre étoile plus petite. Il s'appelait Sirius B, environ 10000 fois plus faible que le splendide Sirius A.

Il s'est avéré que Sirius B était aussi petit ou plus petit que Neptune, mais avec une densité incroyablement élevée et une température de surface de 8000 K. Et puisque le rayonnement de Sirius B correspond au spectre blanc, il est venu à être connu comme une «naine blanche».

Et à partir de là, chaque étoile avec ces caractéristiques s'appelle ainsi, bien que les naines blanches puissent également être rouges ou jaunes, car elles ont une variété de températures, le blanc étant le plus commun.

caractéristiques

À ce jour, quelque 9000 étoiles classées comme naines blanches ont été documentées, selon le Sloan Digital Sky Survey (SDSS), un projet dédié à la réalisation de cartes tridimensionnelles détaillées de l'univers connu. Comme nous l'avons dit, ils ne sont pas faciles à découvrir en raison de leur faible luminosité.

Il y a pas mal de naines blanches à proximité du Soleil, dont beaucoup ont été découvertes par les astronomes G. Kuyper et W. Luyten au début des années 1900. Par conséquent, ses principales caractéristiques ont été étudiées avec une relative facilité, en fonction de la technologie disponible.

Les plus remarquables sont:

- Petite taille, comparable à une planète.

- Haute densité.

- Faible luminosité.

- Températures comprises entre 100000 et 4000 K.

- Ils ont un champ magnétique.

- Ils ont une atmosphère d'hydrogène et d'hélium.

- Champ gravitationnel intense.

- Faible perte d'énergie due au rayonnement, c'est pourquoi ils refroidissent très lentement.

Grâce à la température et à la luminosité, on sait que leurs rayons sont très petits. Une naine blanche dont la température de surface est similaire à celle du Soleil, émet à peine un millième de sa luminosité. Par conséquent, la surface du nain doit être très petite.

Figure 2. Sirius B et la planète Vénus ont approximativement le même diamètre. Tagged

Cette combinaison de température élevée et de petit rayon fait apparaître l'étoile blanche, comme mentionné ci-dessus.

En ce qui concerne leur structure, on suppose qu'ils ont un noyau solide de nature cristalline, entouré de matière à l'état gazeux.

Ceci est possible grâce aux transformations successives qui ont lieu dans le réacteur nucléaire d'une étoile: de l'hydrogène à l'hélium, de l'hélium au carbone, et du carbone aux éléments plus lourds.

C'est une possibilité réelle, car la température dans le noyau du nain est suffisamment basse pour qu'un tel noyau solide existe.

En fait, une naine blanche qui aurait un noyau de diamant de 4000 km de diamètre a été récemment découverte, située dans la constellation Alpha du Centaure, à 53 années-lumière de la Terre.

La densité des naines blanches

La question de la densité des naines blanches a provoqué une grande consternation chez les astronomes à la fin du 19e et au début du 20e siècle. Les calculs ont mis en évidence des densités très élevées.

Une naine blanche peut avoir une masse jusqu'à 1,4 fois celle de notre Soleil, compressée à la taille de la Terre. De cette façon, sa densité est un million de fois supérieure à celle de l'eau et c'est précisément ce qui soutient la naine blanche. Comment est-ce possible?

La mécanique quantique affirme que les particules comme les électrons ne peuvent occuper que certains niveaux d'énergie. Il y a aussi un principe qui limite l'arrangement des électrons autour du noyau atomique: le principe d'exclusion de Pauli.

Selon cette propriété de la matière, il est impossible pour deux électrons d'avoir le même état quantique au sein d'un même système. De plus, dans la matière ordinaire, tous les niveaux d'énergie autorisés ne sont généralement pas occupés, seuls certains le sont.

Ceci explique pourquoi les densités de substances terrestres ne sont que de l'ordre de quelques grammes par centimètre cube.

Matière dégénérée

Chaque niveau d'énergie occupe un certain volume, de sorte que la région qui occupe un niveau ne chevauche pas celle d'un autre. De cette manière, deux niveaux avec la même énergie peuvent coexister sans problème, tant qu'ils ne se chevauchent pas, car il existe une force de dégénérescence qui l'empêche.

Cela crée une sorte de barrière quantique qui limite la contraction de la matière dans une étoile, créant une pression qui compense l'effondrement gravitationnel. Cela maintient l'intégrité de la naine blanche.

Pendant ce temps, les électrons remplissent toutes les positions d'énergie possibles, remplissant rapidement les plus basses et seules celles dont l'énergie est la plus élevée sont disponibles.

Dans ces circonstances, avec tous les états d'énergie occupés, la matière est dans un état qui en physique est appelé un état dégénéré. C'est l'état de densité maximale possible, selon le principe d'exclusion.

Mais comme l'incertitude sur la position △ x des électrons est minimale, en raison de la densité élevée, par le principe d'incertitude de Heisenberg, l'incertitude sur le moment linéaire △ p sera très grande, pour compenser la petitesse de △ x et remplir Alors:

△ x △ p ≥ ћ / 2

Où ћ est h / 2π, où h est la constante de Planck. Ainsi, la vitesse des électrons se rapproche de la vitesse de la lumière et la pression qu'ils exercent augmente, puisque les collisions augmentent également.

Cette pression quantique, appelée pression de Fermi, est indépendante de la température. C'est pourquoi une naine blanche peut avoir de l'énergie à n'importe quelle température, y compris le zéro absolu.

Évolution

Grâce aux observations astronomiques et aux simulations informatiques, la formation d'une étoile typique comme notre Soleil se déroule comme suit:

- Premièrement, le gaz et la poussière cosmique abondants en hydrogène et en hélium se condensent grâce à la gravité, pour donner naissance à la proto-étoile, un jeune objet stellaire. La protoétoile est une sphère à contraction rapide, dont la température augmente progressivement au cours de millions d'années.

- Une fois qu'une masse critique est atteinte et que la température augmente, le réacteur nucléaire est allumé à l'intérieur de l'étoile. Lorsque cela se produit, la fusion d'hydrogène commence et l'étoile rejoint la soi-disant séquence principale (voir figure 3).

- Après un certain temps, l'hydrogène dans le noyau est épuisé et l'inflammation de l'hydrogène dans les couches les plus externes de l'étoile commence, ainsi que celle de l'hélium dans le noyau.

- L'étoile se dilate, augmente sa luminosité, diminue sa température et devient rouge. C'est la phase géante rouge.

- Les couches les plus externes de l'étoile se détachent grâce au vent stellaire et forment une nébuleuse planétaire, bien qu'il n'y ait pas de planètes dedans. Cette nébuleuse entoure le noyau de l'étoile (beaucoup plus chaude) qui, une fois la réserve d'hydrogène épuisée, commence à brûler de l'hélium pour former des éléments plus lourds.

- La nébuleuse se dissipe, laissant le noyau de contraction de l'étoile d'origine, qui devient une naine blanche.

Bien que la fusion nucléaire ait cessé malgré la présence de matière, l'étoile possède toujours une incroyable réserve de chaleur, qui émet très lentement par rayonnement. Cette phase dure longtemps (environ 10 à ¹⁰ ans, âge estimé de l'univers).

- Une fois froide, la lumière qu'elle émettait disparaît complètement et la naine blanche devient une naine noire.

Figure 3. Le cycle de vie des étoiles. Source: Wikimedia Commons. RN Bailey

L'évolution du soleil

Très probablement, notre Soleil, en raison de ses caractéristiques, passe par les étapes décrites. Aujourd'hui, le Soleil est une étoile adulte dans la séquence principale, mais toutes les étoiles le quittent à un moment donné, tôt ou tard, bien que la plupart de leur vie y soit passée.

Il lui faudra plusieurs millions d'années pour entrer dans la prochaine étape de la géante rouge. Lorsque cela se produira, la Terre et les autres planètes intérieures seront englouties par le soleil levant, mais avant cela, les océans se seront probablement évaporés et la Terre sera devenue un désert.

Toutes les étoiles ne passent pas par ces étapes. Cela dépend de sa masse. Celles qui sont beaucoup plus massives que le Soleil ont une fin beaucoup plus spectaculaire car elles finissent par être des supernovae. Le reste dans ce cas peut être un objet astronomique particulier, tel qu'un trou noir ou une étoile à neutrons.

La limite Chandrasekhar

En 1930, un astrophysicien hindou de 19 ans nommé Subrahmanyan Chandrasekhar a déterminé l'existence d'une masse critique d'étoiles.

Une étoile dont la masse est inférieure à cette valeur critique suit le chemin d'une naine blanche. Mais si sa messe est exagérée, ses jours se terminent par une explosion colossale. Il s'agit de la limite de Chandrasekhar et représente environ 1,44 fois la masse de notre Soleil.

Il est calculé comme suit:

Ici N est le nombre d'électrons par unité de masse, ћ est la constante de Planck divisée par 2π, c est la vitesse de la lumière dans le vide et G est la constante gravitationnelle universelle.

Cela ne signifie pas que les étoiles plus grandes que le Soleil ne peuvent pas devenir des naines blanches. Tout au long de son séjour dans la séquence principale, l'étoile perd continuellement de la masse. Il le fait également dans son stade de géante rouge et de nébuleuse planétaire.

D'un autre côté, une fois transformée en naine blanche, la puissante gravité de l'étoile peut attirer la masse d'une autre étoile proche et augmenter la sienne. Une fois la limite de Chandrasekhar dépassée, la fin du nain - et de l'autre étoile - peut ne pas être aussi lente que celle décrite ici.

Cette proximité peut redémarrer le réacteur nucléaire éteint et conduire à une formidable explosion de supernova (supernovae Ia).

Composition

Lorsque l'hydrogène dans le noyau d'une étoile a été transformé en hélium, il commence à fusionner des atomes de carbone et d'oxygène.

Et lorsque la réserve d'hélium s'épuise à son tour, la naine blanche est composée principalement de carbone et d'oxygène, et dans certains cas de néon et de magnésium, à condition que le noyau ait une pression suffisante pour synthétiser ces éléments.

Figure 4. L'étoile AE Aquarii est une naine blanche palpitante. Source: NASA via Wikimedia commons.

Il est possible que le nain ait une fine atmosphère d'hélium ou d'hydrogène, car comme la gravité de surface de l'étoile est élevée, les éléments lourds ont tendance à s'accumuler au centre, laissant les plus légers à la surface.

Chez certains nains, il est même possible de fusionner des atomes de néon et de créer des noyaux de fer solides.

Formation

Comme nous l'avons dit tout au long des paragraphes précédents, la naine blanche se forme après que l'étoile ait épuisé sa réserve d'hydrogène. Ensuite, il gonfle et se dilate puis expulse la matière sous la forme d'une nébuleuse planétaire, laissant le noyau à l'intérieur.

Ce noyau, composé de matière dégénérée, est ce que l'on appelle une étoile naine blanche. Une fois son réacteur à fusion éteint, il se contracte et se refroidit lentement, perdant toute son énergie thermique et sa luminosité.

Types de nains blancs

Pour classer les étoiles, y compris les naines blanches, le type spectral est utilisé, qui dépend à son tour de la température. Pour nommer les étoiles naines, un D majuscule est utilisé, suivi d'une de ces lettres: A, B, C, O, Z, Q, X. Ces autres lettres: P, H, E et V désignent une autre série de caractéristiques, beaucoup plus particulier.

Chacune de ces lettres indique une caractéristique importante du spectre. Par exemple, une étoile DA est une naine blanche dont le spectre a une raie d'hydrogène. Et un nain DAV a la ligne d'hydrogène et, en outre, le V indique qu'il s'agit d'une étoile variable ou pulsante.

Enfin, un nombre compris entre 1 et 9 est ajouté à la série de lettres pour indiquer l'indice de température n:

n = 50400 / T effectif de l'étoile

Une autre classification des naines blanches est basée sur leur masse:

- Environ 0,5 m de soleil

- Masse moyenne: entre 0,5 et 8 fois M Sol

- Entre 8 et 10 fois la masse du Soleil.

Exemples de naines blanches

- Sirius B dans la constellation de Can Major, le compagnon de Sirius A, l'étoile la plus brillante du ciel nocturne. C'est la naine blanche la plus proche de toutes.

- AE Aquarii est une naine blanche qui émet des impulsions de rayons X.

- 40 Eridani B, 16 années-lumière distantes. Il est observable avec un télescope

- HL Tau 67 appartient à la constellation du Taureau et est une naine blanche variable, la première du genre à être découverte.

- DM Lyrae fait partie d'un système binaire et est une naine blanche qui a explosé en nova au 20e siècle.

- WD B1620 est une naine blanche qui appartient également à un système binaire. L'étoile compagnon est une étoile palpitante. Dans ce système, il y a une planète qui tourne autour des deux.

- Procyon B, compagnon de Procyon A, dans la constellation du Petit Chien.

Figure 5. Le système binaire Procyon, la naine blanche est un petit point à droite. Source: Giuseppe Donatiello via Flickr.

Références

1. Carroll, B. Une introduction à l'astrophysique moderne. 2ème. Édition. Pearson.
2. Martínez, D. L'évolution stellaire. Récupéré de: Google Books.
3. Olaizola, I. Les naines blanches. Récupéré de: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Oster, L. 1984. Astronomie moderne. Éditorial Reverté.
5. Wikipédia. Nains blancs. Récupéré de: es. wikipedia.org.
6. Wikipédia. Liste des nains blancs. Récupéré de en.wikipedia.org.