UN nain blanc c’est un « cadavre stellaire » (c’est-à-dire les restes d’une étoile qui a atteint la fin de sa vie) de petites dimensions, caractérisé par un faible niveau de luminosité et une couleur qui tend à être plus blanche que les autres étoiles de même masse. Il représente le stade évolutif final des étoiles dont la masse est inférieure à 8 masses solaires et en eux, ils n’arrivent pas réactions nucléaires comme dans les vraies stars. Même notre Soleil, en fin de vie dans environ 5 milliards d’années, elle se transformera en naine blanche. La particularité de ces objets réside dans le fait qu’ils ont une masse similaire à celle du Soleil, mais concentrée dans un volume même pour lequel Terre. Par conséquent, les naines blanches présentent des objets conditions extrêmes de densité et de gravité. La naine blanche la plus proche de la Terre est Sirius b.le compagnon de la star Sirius à 8,6 années-lumière de notre part.
Les principales caractéristiques des naines blanches
À la fin de leur longue vie, les étoiles de masse faible et intermédiaire inférieures à 8 masses solaires ils se transforment en naines blanches. Puisque les étoiles de masse inférieure à 8 masses solaires représentent la grande majorité des étoiles présentes dans l’Univers, et que notre Soleil en est un exemple typique, il s’ensuit que la transformation en naine blanche est aussi le destin ultime qui attend le Soleil dans environ 5 milliards d’années lorsqu’il a épuisé tout le combustible nécessaire pour générer de l’énergie grâce à des réactions de fusion nucléaire.
Les naines blanches ont généralement faible luminosité et une masse légèrement inférieure à celle du Soleil, mais concentrée dans un volume égal à celui de la Terre. Cela fait des naines blanches des objets extrêmes où la gravité a suffisamment comprimé la matière pour que la pression soit centrale. des millions de fois plus grand que ça à centre du Soleil, par rapport à une température de dizaines de millions de degrés.
Les naines blanches sont constituées d’un noyau de carbone et oxygène complètement ionisés à l’intérieur desquels ils se déplacent électrons gratuit. Autour de ce noyau, nous avons une fine couche de hélium et au-dessus, une autre fine couche de hydrogène, résidus du combustible de fusion nucléaire de l’étoile.
Le terme naines blanches est en réalité un terme inapproprié. S’il est vrai que ces étoiles sont plus blanches que celles de même masse à d’autres stades de l’évolution, elles apparaissent en réalité dans Couleurs différentes. En fait, les naines blanches peuvent avoir des températures de surface allant de 5000 à 80000 degrés et c’est précisément la température de surface qui détermine la couleur d’une étoile : des températures de surface plus basses correspondent à des couleurs d’étoiles tendant vers le rouge, tandis que lorsque la température de surface augmente, la couleur se déplace vers le bleu.
Quand une étoile devient une naine blanche
Une fois l’hydrogène du noyau épuisé, les étoiles de masse inférieure à 8 masses solaires se transforment en géantes rouges en brûlant séquentiellement des éléments de plus en plus lourds, en alternant les fusions nucléaires entre le noyau et une coque externe au noyau lui-même. À un certain moment, la force gravitationnelle qui tend à comprimer l’étoile n’est plus suffisante pour déclencher la fusion nucléaire d’oxygène et de carbone dans le noyau en éléments plus lourds. La star se retrouve ainsi avec un noyau hautement comprimé au centre et avec des réactions de fusion nucléaire qui se produisent dans des couches de plus en plus extérieures au noyau. Ces déclencheurs de réactions nucléaires de plus en plus externes provoquent laexpulsion des couches les plus externes de l’étoile jusqu’à ce qu’il ne reste plus qu’une fine couche résiduelle d’hydrogène et d’hélium entourant un noyau de carbone et d’oxygène. C’est ainsi qu’on s’est formé nain blanc.
La matière des couches externes expulsée de l’étoile se dilate autour de la naine blanche, formant un nébuleuse planétaire, dont le nom dérive de la forme similaire aux géantes gazeuses que ces objets présentaient lors des premières observations au télescope. Là lumière ultraviolette émise par la naine blanche centrale est absorbée par les atomes de gaz et réémise sous forme de lumière visible. Nébuleuses planétaires, en expansion à une vitesse d’environ 30 kilomètres par secondeils se dissipent en environ 10000 ansenrichissant le milieu interstellaire d’éléments plus lourds que l’hydrogène à partir desquels se forment de nouvelles générations d’étoiles.
Qu’est-ce qui empêche la gravité de les comprimer davantage ?
L’existence des naines blanches et leurs caractéristiques particulières de masse et de taille a été établie dans les années 1920 grâce aux campagnes d’observation d’astronomes tels que Arthur Eddington. Cependant, les astronomes étaient perplexes quant à la façon dont une masse similaire à celle du Soleil pouvait exister dans un volume de la taille d’une planète. Dans une telle situation, la force gravitationnelle est extrêmement intense et devrait comprimer de plus en plus l’étoile en l’absence de forces opposées, comme celle des réactions de fusion nucléaire.
Eddington et Ralph Fowler ils sont parvenus à comprendre la nature des naines blanches grâce au développement de la théorie des mécanique quantique qui se développait précisément dans ces années-là et auquel l’italien a également contribué Enrico Fermi. Les deux scientifiques ont réalisé que les naines blanches ne sont pas constituées d’atomes chimiquement liés, mais plutôt d’un plasma fait de noyaux (atomes entièrement ionisés) de carbone et d’oxygène et de électrons libresdonc non lié à un seul atome, mais libre de circuler dans le plasma.
Ce sont précisément les électrons qui sont responsables de la pression qui s’oppose à la force de gravité et qui rend les naines blanches des objets stables, empêchant ainsi un nouvel effondrement. Cette pression est connue sous le nom « pression de dégénérescence électronique » et trouve sa raison physique dans les lois de la mécanique quantique selon lesquelles, à mesure que la densité augmente, les électrons doivent progressivement occuper les états énergétiques avec un minimum d’énergie. Les autres électrons ne peuvent pas occuper les mêmes états énergétiques, mais seulement ceux avec une énergie plus élevée. Le résultat net est que ces électrons résistent fortement à une compression supplémentaire car ils ne peuvent pas se déplacer vers des niveaux d’énergie inférieurs déjà occupés.
Pour analogie simpliste, imaginez un bus vide dans lequel les sièges les plus proches du conducteur sont les états d’énergie les plus bas et dans lequel chaque passager représente un électron. Chaque siège ne peut être occupé que par un seul passager. À mesure que la densité de passagers dans le bus augmente, chaque passager occupe un siège (état énergétique) en commençant par ceux qui le précèdent avec le moins d’énergie. A un moment donné, tous les sièges sont occupés et le conducteur réagit en appliquant une « pression » qui empêche de nouveaux passagers de s’entasser à l’intérieur du bus.
Qu’arrive-t-il à une naine blanche : les deux évolutions possibles
Les naines blanches peuvent connaître un double destinée, selon qu’ils interagissent ou non avec un deuxième objet. Au cas où ils évolueraient en tant que système isolé, alors la température changera au fil du temps d’une manière théoriquement prévisible. En fait, faute d’une source d’énergie continue telle que les réactions de fusion nucléaire, les naines blanches ont échanges thermiques avec l’espace environnant provoquant un diminution progressive de la température des étoiles. Cette diminution provoque également un changement de couleur des naines blanches qui deviennent de plus en plus rouges à mesure qu’elles se refroidissent. Au fil du temps, l’échange thermique est tel que les naines blanches se refroidissent jusqu’au stade de naine noireune limite de température théorique qui n’a jamais été observée expérimentalement puisqu’elle met plus de temps que l’âge de l’Univers à atteindre.
Dans le cas où les naines blanches sont plutôt interagir avec un deuxième objet en échangeant de la matière, les naines blanches pourraient connaître un sort plus explosif. Là pression de dégénérescence électronique ne peut pas contrebalancer la gravité pour toujours, mais il existe une limite, connue sous le nom de Limite de Chandrasekhar et égale à 1,44 masse solaire, au-delà de laquelle même la pression de dégénérescence des électrons n’est pas capable de contrecarrer la gravité. Ainsi, si les naines blanches acquièrent suffisamment de matière pour dépasser cette limite, elles explosent en une seule. supernova de type Ia en laisser un derrière étoile à neutrons.