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Doù viennent les nains blancs?

Lendroit où une étoile se retrouve à la fin de sa vie dépend de la masse avec laquelle elle est née. Les étoiles qui ont beaucoup de masse peuvent finir leur vie en tant que trous noirs ou étoiles à neutrons. Une étoile de masse faible ou moyenne (avec une masse inférieure à environ 8 fois la masse de notre Soleil) deviendra une naine blanche. Une naine blanche typique est à peu près aussi massive que le Soleil, mais à peine plus grande que la Terre. Cela fait des naines blanches lune des formes de matière les plus denses, surpassée uniquement par les étoiles à neutrons et les trous noirs.

Black Hole	Neutron Star	White Dwarf

Les étoiles de masse moyenne, comme notre Soleil, vivent en fusionnant lhydrogène dans leur noyau en hélium. Cest ce que fait notre Soleil maintenant. La chaleur que le Soleil génère par sa fusion nucléaire dhydrogène en hélium crée une pression vers lextérieur. Dans 5 milliards dannées, le Soleil aura épuisé tout lhydrogène de son noyau.

Cette situation dans une étoile est similaire à celle dun autocuiseur. Chauffer quelque chose dans un récipient scellé provoque une augmentation de la pression. La même chose se produit au soleil. Bien que le Soleil ne soit pas strictement un conteneur scellé, la gravité le fait agir comme tel, tirant létoile vers lintérieur, tandis que la pression créée par le gaz chaud dans le noyau pousse pour sortir. Léquilibre entre la pression et la gravité est très délicat.

Lorsque le Soleil manque dhydrogène pour fusionner, la balance bascule au profit de la gravité et létoile commence à seffondrer. Mais le compactage dune étoile la fait chauffer à nouveau et elle est capable de fusionner le peu dhydrogène restant dans une coquille enroulée autour de son noyau.

(Bételgeuse)
15 janvier 1996, le télescope spatial Hubble capture la première image directe dune étoile, A. Dupree (CfA) et la NASA.

Cette coquille dhydrogène en feu dilate les couches extérieures de létoile. Lorsque cela se produit, notre Soleil deviendra une géante rouge; il sera si gros que Mercure sera complètement avalé!

Lorsquune étoile grossit, sa chaleur se propage, ce qui rend sa température globale plus froide. Mais la température centrale de notre géant rouge Soleil augmente jusquà ce quil soit finalement assez chaud pour fusionner lhélium créé à partir de la fusion dhydrogène. Finalement, il transformera lhélium en carbone et autres éléments plus lourds. Le Soleil ne passera quun milliard dannées en tant que géante rouge, par opposition aux près de 10 milliards quelle a dépensés activement à brûler de lhydrogène.

Nous savons déjà que les étoiles de masse moyenne, comme notre Soleil, deviennent des géantes rouges. Mais que se passe-t-il après cela? Notre géant rouge Soleil va continue de consommer de l’hélium et de produire du carbone. Mais quand il a fini son hélium, il n’est pas assez chaud pour brûler le carbone qu’il a créé. Et maintenant?

Puisque notre Soleil a gagné » t être assez chaud pour enflammer le carbone dans son noyau, il succombera à nouveau à la gravité. Lorsque le noyau de létoile se contracte, cela provoquera une libération dénergie qui fera gonfler lenveloppe de létoile. Maintenant, la star est devenue un géant encore plus grand quavant! Le rayon de notre Soleil deviendra plus grand que lorbite de la Terre!

Le Soleil ne sera pas très stable à ce stade et perdra de la masse. Cela continue jusquà ce que létoile souffle enfin sur ses couches externes, mais le noyau de létoile reste intact et devient un nain blanc. La naine blanche sera entourée dune coquille de gaz en expansion dans un objet connu sous le nom de nébuleuse planétaire. Ils sont appelés ainsi parce que les premiers observateurs pensaient quils ressemblaient aux planètes Uranus et Neptune. Certaines nébuleuses planétaires peuvent être vues à travers un télescope darrière-cour. Dans environ la moitié dentre eux, la naine blanche centrale peut être vue à laide dun télescope de taille moyenne.

Les nébuleuses planétaires semblent marquer la transition dune étoile de masse moyenne de la géante rouge à la naine blanche. Les étoiles dont la masse est comparable à celle de notre Soleil deviendront des naines blanches dans les 75 000 ans suivant le soufflage de leur enveloppe. Finalement, comme notre Soleil, ils se refroidiront, irradiant de la chaleur dans lespace et se fondant en morceaux noirs de carbone. Cela peut prendre 10 milliards dannées, mais notre Soleil atteindra un jour la fin de la ligne et deviendra tranquillement une naine noire.

Les naines blanches peuvent nous parler de lâge de lUnivers. Si nous pouvons estimer le temps quil faut à une naine blanche pour devenir une naine noire, cela nous donnerait une limite inférieure à lâge de lUnivers et de notre galaxie, mais parce quil faut des milliards dannées pour que les naines blanches se refroidissent, nous ne pensez pas que lunivers est encore assez vieux pour que de nombreux nains blancs, le cas échéant, soient devenus des nains noirs.Trouver des naines noires modifierait certainement notre compréhension du processus de refroidissement chez les naines blanches.

Observations des naines blanches

La flèche pointe vers la naine blanche, Sirius B, à côté du grand Sirius A.

Il existe plusieurs façons dobserver les étoiles naines blanches. La première naine blanche découverte a été trouvée car cest une étoile compagnon de Sirius, une étoile brillante de la constellation Canis Major. En 1844, lastronome Friedrich Bessel a remarqué que Sirius avait un léger mouvement de va-et-vient, comme sil était en orbite autour dun objet invisible. En 1863, lopticien et fabricant de télescopes Alvan Clark repéra cet objet mystérieux. Cette étoile compagne a été plus tard déterminée à être une naine blanche. Cette paire est maintenant appelée Sirius A et B, B étant la naine blanche. La période orbitale de ce système est denviron 50 ans.

Puisque les naines blanches sont très petites et donc très difficiles à détecter, les systèmes binaires sont un moyen utile de les localiser. Comme avec le système Sirius, si une étoile semble avoir une sorte de mouvement inexpliqué, nous pouvons constater que létoile unique est en réalité un système multiple. Après une inspection minutieuse, nous pouvons constater quil a un compagnon nain blanc.

Le télescope spatial Hubble, avec son miroir de 2,4 mètres et ses optiques avancées, a réussi à observer les naines blanches avec son grand champ et sa caméra planétaire. En août 1995, cette caméra a observé plus de 75 naines blanches dans lamas globulaire M4 de la constellation Scorpius. Ces naines blanches étaient si faibles que la plus brillante dentre elles nétait pas plus lumineuse quune ampoule de 100 watts vue à la distance de la lune. M4 est située à 7 000 années-lumière mais est lamas globulaire le plus proche de la Terre. Il a également environ 14 milliards dannées. , cest pourquoi tant de ses étoiles sont proches de la fin de leur vie.

Image ROSAT de HZ 43

Les télescopes optiques ne sont pas le seul moyen de voir les naines blanches. La naine blanche HZ 43 a été observée par le satellite à rayons X ROSAT. Les rayons X proviennent de lintérieur de la surface visible de la naine blanche. Cette région est très dense et peut atteindre 100 000 degrés chez une très jeune naine blanche. Une naine blanche « s les couches externes contiennent juste de lhélium et de lhydrogène et sont donc essentielles y transparent aux rayons X émis par les couches internes beaucoup plus chaudes.

Dernière mise à jour: décembre 2006