Naine blanche
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Une naine blanche est le résidu d'une étoile éteinte. C'est l’avant-dernière phase de l'évolution des étoiles dont la masse est comprise entre 0,8 et 1,4 fois celle du Soleil, avant sa transformation en naine noire.
Sommaire |
[modifier] Formation des naines blanches
Les naines blanches forment le résidu des étoiles en fin de vie qui n'ont pas explosé en supernova. À la fin de leur vie, ces étoiles ont fusionné la plus grande partie de leur hydrogène en hélium. Privées de combustible, elles s'effondrent sur elles-mêmes sous l'effet de la gravitation. La pression et la température du cœur augmentant, la fusion de l'hélium en élément plus lourds, en particulier en carbone, commence. Cette énergie nouvelle fait gonfler l'étoile, qui devient une géante rouge. Cependant, l'hélium est consommé très rapidement; lorsque la fusion de l'hélium s'arrête, la contraction de l'étoile reprend. Sa faible masse ne permettant pas d'atteindre des températures et des pressions suffisantes pour démarrer la fusion du carbone, le cœur s'effondre en une naine blanche, tandis que les couches externes de l'étoile viennent rebondir sur cette surface solide et sont projetées dans l'espace sous forme de nébuleuse planétaire. Le résultat de ce processus est donc une naine blanche entourée d'un nuage de gaz composé essentiellement de l'hydrogène et de l'hélium non consommé dans la fusion (et d'un peu de carbone). Cette naine blanche se refroidit ensuite très lentement en naine noire.
[modifier] Caractéristique physique des naines blanches
[modifier] Pression de dégénérescence des électrons
Les naines blanches sont des astres dégénérés, c'est-à-dire qu'ils ne peuvent se maintenir que grâce à des effets quantiques. En l'absence de ces effets, rien ne viendrait stopper l'effondrement de la naine blanche et elle deviendrait un trou noir. Mais lorsque cet effondrement a lieu, les électrons des atomes de carbone constituant l'étoile se trouvent de plus en plus proches les uns des autres (au sens quantique du terme). Lorsque le diamètre de la naine blanche est suffisamment petit, les électrons occupent alors l'ensemble des niveaux d'énergie quantiques à leur disposition : deux électrons de spin opposés se trouvent alors dans chaque niveau d'énergie. À partir de cet instant, la naine blanche ne peut plus s'effondrer, sauf si sa masse est supérieure à 1,4 masse solaire. Dans le cas contraire, le principe d'exclusion de Pauli, qui stipule que deux fermions (donc par conséquent 2 électrons) ne peuvent coexister dans deux états quantiques identiques, empêche les électrons de l'étoile de former un édifice plus compact (il ne peut y avoir plus de 2 électrons par niveau atomique). Ainsi, par les effets quantiques, une force s'opposant à la gravitation, appelée "pression de dégénérescence des fermions", apparaît.
Si la naine blanche possède une masse supérieure à 1,4 masse solaire, la pression de dégénérescence des électrons n'est pas suffisante pour contrecarrer la gravitation : les électrons se combinent alors avec les protons pour former des neutrons (le principe d'exclusion de Pauli n'est donc pas violé), qui provoquent eux-aussi l'apparition d'une pression de dégénérescence, qui peut maintenir l'astre sous forme d'une étoile à neutrons. Enfin, si l'astre est trop massif, rien n'empêche son effondrement et l'on obtient un trou noir.
[modifier] Densité et composition des naines blanches
La densité d'une naine blanche est très élevée : une naine blanche d'une masse solaire a un rayon de l'ordre de grandeur de celui de la Terre. En raison des phénomènes quantiques, le diamètre de la naine blanche ne dépend alors presque plus de sa température, contrairement à ce qui se passe dans les étoiles en activité ; elle dépend principalement de sa masse : plus la masse de la naine blanche est élevée, plus son diamètre est faible en raison de la gravitation. Les naines blanches sont constituées en majeure partie de carbone (et d'un peu d'hydrogène), à un état extrêmement condensé.
[modifier] Température
La température des naines blanches est extrêmement haute, cette chaleur ayant été emmagasinée lors de l'effondrement gravitationnel très important de l'étoile. La surface radiative des naines blanches étant extrêmement faible, celles-ci mettent très longtemps à se refroidir. Elles peuplent donc le coin inférieur gauche du diagramme de Hertzsprung-Russell, celui des étoiles peu lumineuses mais néanmoins chaudes. Une fois son énergie totalement épuisée, une naine blanche ne peut même plus rayonner et devient donc une naine noire en bonne logique. Du fait même de cette absence de rayonnement, il n'est naturellement pas possible de les observer – et moins encore d'en estimer la proportion – par les moyens actuels (2007).
[modifier] Supernovae de type 1a
Les supernovae de type 1a (SN1a) sont des exemples particulièrement intéressants de l'utilisation des naines blanches pour la détermination de distances. Dans un système double, l'une des deux étoiles, s'étant transformée en naine blanche avant son compagnon, accrète de la matière de celui-ci par effets gravitationnels. Lorsque la masse de la naine blanche dépasse 1,4 masse solaire, elle ne peut se maintenir et explose en une SN1a, visible à des distances très élevées, et dont la courbe de luminosité est toujours la même, ce qui permet de connaître leur distance.
