naine blanche - astronomie.

naine blanche - astronomie. 1 PRÉSENTATION naine blanche, objet généralement peu lumineux, de petite masse, très compact et dense, caractéristique de la phase ultime de l'évolution de la majorité des étoiles ayant épuisé leurs ressources nucléaires. C'est le destin probable de notre Soleil au terme de son évolution. 2 FORMATION D'UNE NAINE BLANCHE Les premières étapes de la formation et de l'évolution d'une naine blanche sont communes à toutes les étoiles, quelle que soit leur masse. La formation d'une étoile résulte de l'effondrement gravitationnel d'un nuage de gaz interstellaire. L'équilibre gravitationnel du nuage se rompt lorsqu'il est soumis à des perturbations, telles que la propagation d'ondes de choc, produites notamment lors de l'explosion d'une étoile en supernova. Les forces de gravité internes au nuage (forces attractives) deviennent alors très supérieures aux forces de pression interne du gaz (forces répulsives) : le nuage se condense rapidement sur lui-même en une masse de gaz suffisamment dense et chaude pour que s'amorce en son centre la fusion nucléaire des noyaux d'hydrogène (voir Carbone, cycle du). La fusion des noyaux d'hydrogène libère de l'énergie, en particulier sous la forme de rayonnement électromagnétique, qui exerce une pression dirigée vers l'extérieur de l'étoile (pression de radiation). L'étoile retrouve ainsi un équilibre gravitationnel. L'amorce de la fusion des noyaux d'hydrogène en noyaux d'hélium correspond sur le diagramme de Herzsprung-Russel à un positionnement sur la séquence principale. Celle-ci définit la phase généralement la plus longue de la vie nucléaire d'une étoile. Le Soleil, par exemple, s'y situe depuis 4,5 milliards d'années environ et y restera encore le même laps de temps. Lorsque le coeur de l'étoile a épuisé ses ressources en hydrogène, les réactions nucléaires cessent de se produire ; la pression de radiation chute, et l'équilibre gravitationnel de l'étoile est rompu. L'étoile se condense lentement (contraction gravitationnelle) et, si elle est suffisamment massive, les valeurs de la température et de la densité du coeur sont telles que la fusion des noyaux d'hélium en noyaux de carbone s'amorce. La pression de radiation associée à ce processus replace l'étoile dans un nouvel état d'équilibre, qui dure jusqu'à ce que le coeur soit composé principalement de carbone. L'évolution d'une étoile est subordonnée à la nature des réactions nucléaires susceptibles de s'y amorcer. Si la fusion nucléaire des noyaux d'hydrogène est une étape commune à toutes les étoiles, quelle que soit leur masse, celle des noyaux d'hélium, de carbone puis d'oxygène n'intervient que dans les étoiles suffisamment massives. Mais dans tous les cas, les étoiles parviennent toujours à un stade où plus aucune réaction nucléaire n'est possible. Lorsque cela arrive, l'étoile s'effondre sur elle-même une dernière fois. Si la masse du coeur est supérieure à un seuil critique, appelé limite de Chandrasekhar, soit environ 1,44 fois la masse du Soleil (voir Chandrasekhar, Subrahmanyan), le coeur s'effondre et forme alors une étoile à neutrons ou un trou noir. Si, au contraire, la masse du coeur est inférieure à cette limite, l'effondrement gravitationnel s'arrête lorsque la densité du coeur atteint un seuil critique, déterminé par les interactions électriques qu'entretiennent entre eux les électrons libres du coeur. En effet, l'effondrement du coeur de l'étoile entraîne l'augmentation de la densité, et donc celle du nombre d'électrons dans un volume élémentaire donné. Or, les électrons obéissent au principe d'exclusion de Pauli, qui stipule, en particulier, que les électrons libres ne peuvent avoir à la fois même position et même quantité de mouvement. Cela a notamment pour conséquence d'augmenter l'énergie cinétique des électrons situés dans un même volume élémentaire d'espace. À cette énergie cinétique est associée une pression quantique appelée pression dégénérée. Lorsque cette pression dégénérée, dirigée vers l'extérieur de l'étoile, devient suffisante pour équilibrer les forces attractives de gravité (s'exerçant vers l'intérieur), la naine blanche ainsi formée est en équilibre hydrostatique. Lors de l'effondrement du coeur, l'enveloppe externe de l'étoile, dont la masse peut atteindre 90 p. 100 de la masse totale, est expulsée dans le milieu interstellaire sous la forme d'une nébuleuse planétaire, sphère lumineuse de gaz en expansion, centrée sur le coeur stellaire. 3 PROPRIÉTÉS DES NAINES BLANCHES La particularité des naines blanches se manifeste notamment par la relation qui existe entre leur taille et leur masse. À la différence des étoiles normales, plus la masse d'une naine blanche est grande, plus sa taille est petite. En effet, les forces de gravité déterminent l'amplitude de l'effondrement gravitationnel du coeur stellaire sur luimême. Comme elles augmentent avec la masse, plus le coeur est massif, et plus la naine blanche formée sera dense et compacte. Une naine blanche a une densité moyenne de 106 g/cm3 (109 kg/m3), soit un million de fois celle du Soleil. Sa masse est comprise entre 0,4 et 1,4 masse solaire, et son rayon est environ cent fois plus petit que celui du Soleil. Une naine blanche a donc, en moyenne, une dimension comparable à celle de la Terre. Selon l'évolution de l'étoile qui lui a donné naissance, elle est principalement composée soit d'hélium, soit de carbone et d'oxygène. L'énergie thermique associée aux ions qui composent avec les électrons dégénérés une naine blanche nouvellement formée est considérable. La température de surface peut atteindre 150 000 K, soit une température 25 fois supérieure à celle du Soleil. Les naines blanches sont alors près de 40 fois plus lumineuses que le Soleil. Le rayonnement électromagnétique émis par une telle naine blanche est plus intense pour les courtes longueurs d'onde du spectre électromagnétique optique. La couleur observée de la naine blanche est donc préférentiellement bleue. Mais les naines blanches, en dissipant leur énergie par rayonnement électromagnétique, se refroidissent inéluctablement. Elles ne disposent, en effet, d'aucune source interne d'énergie. Leur température décroît jusqu'à 4 500 K. À ce stade, la couleur des naines blanches devient plutôt rouge, d'où le nom parfois donné de naines rouges. Elles sont alors dix mille fois moins lumineuses que le Soleil. La diminution de leur température se poursuit de façon continue, jusqu'à ce que, progressivement, elles cessent d'émettre tout rayonnement visible. On les appelle alors des naines noires (qu'il ne faut pas confondre avec les naines brunes, trop peu massives pour qu'aient jamais pu s'amorcer des réactions thermonucléaires en leur centre). Plus les naines blanches sont massives, plus le temps de refroidissement est long. Les astronomes ont calculé que pour les naines blanches dont la masse est proche de la limite de Chandrasekhar, ce temps est égal à plusieurs fois l'âge estimé de l'Univers (15 milliards d'années). 4 DÉTECTION DES NAINES BLANCHES Bien que les astronomes estiment que leur nombre pourrait être comparable à celui des étoiles visibles, seules les naines blanches les plus brillantes et les plus proches de la Terre peuvent être observées directement, même au moyen des télescopes les plus performants. La plupart sont détectées indirectement comme compagnons invisibles dans un système binaire (voir étoile binaire). Lorsque l'étoile compagnon d'une naine blanche est une étoile évoluée (une géante rouge), elle est susceptible de transférer une partie de sa masse à la naine blanche. Ce phénomène d'accrétion serait à l'origine d'intenses sursauts de rayonnement électromagnétique émis dans le domaine X du spectre électromagnétique (sursauts X). De tels événements ont été identifiés, à l'origine, sous le nom de nova, car leur brillance est telle qu'ils semblent correspondre à l'apparition d'une nouvelle étoile. Plus généralement, on regroupe ces objets sous le nom de variables cataclysmiques. Lorsque l'accrétion de la masse à la surface de la naine blanche est suffisante pour conférer à l'objet une masse totale excédant la limite de Chandrasekhar, la naine blanche s'effondre une dernière fois sur elle-même pour engendrer une étoile à neutrons. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.