Une
naine blanche
Voyons comment le principe d’incertitude intervient
dans l’évolution stellaire. Le noyau de l’étoile en fin de vie vient de s’éteindre et
est essentiellement formé de carbone et d’oxygène. Du fait qu’il ne se produit
plus de réactions nucléaires, la pression interne qui stabilisait jusque là
l’étoile perd en puissance et n’est plus en mesure d’accomplir sa tâche.
L’étoile commence à s’effondrer sous son propre poids, sa taille diminue et sa
densité se met à augmenter.
La pression de dégénérescence
Arrive un moment
où la densité est tellement forte que le principe d’incertitude entre en jeu.
Du fait de la compression de la matière, chaque électron est confiné dans un
espace minuscule et sa position est en conséquence très bien définie. Mais,
d’après la mécanique quantique, le prix à payer est une grande incertitude sur
la vitesse de la particule.
Les électrons
sont donc animés de mouvements très rapides et leur agitation donne naissance à
un nouveau type de force de pression, d’origine purement quantique, appelée la
pression de dégénérescence. Celle-ci s’oppose à l’effondrement de l’étoile et
rétablit l’équilibre avec la force de gravité. L’étoile est devenue une naine
blanche.
Le couple stellaire
Sirius A et B à 8,6 années-lumière de la Terre, observé dans les rayons X par
le satellite Chandra. Sur cette image, c’est la naine blanche Sirius B qui
est l’objet le plus brillant car sa surface, chauffée à une température de 25
000 degrés, émet énormément de rayons X. L’autre point est Sirius A, l’étoile
la plus brillante du ciel en lumière visible, mais peu apparent dans cette
longueur d’onde (elle n’apparaît ici qu’à cause de son rayonnement ultraviolet
qui n’est pas complètement filtré par Chandra). La structure en forme d’étoile
est un effet optique dû au télescope. Crédit :NASA/SAO/CXC
Du fait de la
forte compression de la matière, une naine blanche est bien plus petite et
dense qu’une étoile normale. Le diamètre moyen est de l’ordre de 10 000
kilomètres, soit une taille similaire à celle de la Terre, mais avec la masse
du Soleil. La densité atteint la valeur phénoménale d’environ une tonne par centimètre
cube de matière. Une cuillerée à soupe de la matière d’une naine blanche
pèserait ainsi plusieurs tonnes.
La petite taille
d’une naine blanche est responsable d’une luminosité très faible. C’est
la raison pour laquelle les naines blanches forment un groupe à part dans le
diagramme de Hertzsprung-Russel, sous la
séquence principale.
Sirius B
Etant peu lumineuses,
les naines blanches sont très difficiles à détecter, sauf celles qui se
trouvent dans le voisinage du Soleil. En 1844, l’astronome allemand Friedrich
Bessel se rendit compte que l’étoile la plus brillante du ciel nocturne,
Sirius, n’était pas parfaitement fixe dans le ciel, mais oscillait légèrement.
Il attribua cet effet à la présence d’une autre étoile, peu lumineuse, dont
l’attraction gravitationnelle influençait le mouvement de Sirius.
Sirius A, Crédit: Nasa
Il fallut
attendre 1862 pour que l’Américain Alvan Clark, avec de meilleurs moyens
d’observation, puisse prendre une image de ce compagnon, Sirius B, la première
naine blanche à être photographiée. Depuis, environ 500 corps de ce type ont
été détectés, ce qui est très peu comparé au nombre total dans notre
Galaxie, estimé à une dizaine de milliards.
La longue
vie d’une naine blanche
Une fois notre
étoile devenue une naine blanche, sa vie ne sera plus marquée que par quelques
changements mineurs. Puisque l’astre n’a plus de source d’énergie, sa
température et sa luminosité baissent. Sa couleur passe du blanc au rouge,
puis, après quelques milliards d’années, elle n’émet plus que très faiblement
dans le domaine visible. Elle devient alors une naine noire.
La structure
interne change également avec le temps. Après l’effondrement initial, les
particules sont très énergétiques, les ions de carbone et d’oxygène peuvent se
mouvoir librement. Mais avec la baisse de la température, ces ions perdent leur
liberté et s’arrangent pour former un réseau cristallin. Les électrons par contre continuent
de se déplacer librement à des vitesses proches de celle de la lumière.
La taille de
l’étoile ne change plus car la pression de dégénérescence est indépendante de
la température et peut soutenir l’astre pour toujours.
Une naine blanche se
trouve au centre de la nébuleuse planétaire de l’hélice, observée ici par le
télescope spatial Hubble. Crédit : NASA/NOAO/ESA/M.
Meixner/T.A. Rector
Une limite de
masse
Toutes les naines
blanches n’ont pas la même taille. Plus une naine est massive, plus la
pression et la densité requises pour résister à la gravité sont grandes, donc
plus la taille finale est faible.
Mais la pression
de dégénérescence des électrons ne peut pas supporter une masse arbitrairement
grande. Dans les années 1930, l’astrophysicien indien Subrahmanyan
Chandrasekhar mit en évidence sur le plan théorique qu’elles n’étaient
capables de résister à l’effondrement que si leur masse était inférieure à 1,4
fois celle du Soleil.
En tenant compte
des pertes de matière par vent stellaire, cela signifie qu’une étoile
ordinaire de la séquence principale ne peut atteindre
le stade de naine blanche que si sa masse avant son effondrement final est
inférieure à environ huit fois celle du Soleil.
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