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Les Étoiles Naines Blanches

Les Naines Blanches, Cimetières d'Exoplanètes ?

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Les Étoiles Naines Blanches

Une naine blanche est un objet céleste de forte densité, issu de l'évolution d'une étoile de masse modérée (de 8 à 10 masses solaires au maximum) après la phase où se produisent des réactions thermonucléaires. Cet objet a alors une taille très petite comparativement à une étoile, et conserve longtemps une température de surface élevée, d'où son nom de "naine blanche".

Sirius B est une naine blanche visible comme un petit point en bas à gauche de Sirius A, beaucoup plus brillante. Si ce système était observé dans le domaine des rayons X, Sirius B apparaîtrait alors plus brillante que son compagnon du fait que sa surface est significativement plus chaude. Photographie prise le 15 octobre 2003 par le télescope spatial Hubble (->).

Les naines blanches constitueraient la forme résiduelle en fin de vie des étoiles de la séquence principale dont la masse est comprise entre 0,07 à 10 masses solaires, et 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 cour augmentant, la fusion de l'hélium commence, produisant des éléments plus lourds et en particulier le carbone. Cette énergie nouvelle fait gonfler l'étoile, qui devient alors une géante rouge.
Cependant, l'hélium est très rapidement consommé ; lorsque la fusion de l'hélium se termine, 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 cour s'effondre en une naine blanche, tandis que les couches externes de l'étoile rebondissent violemment 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 très chaude entourée d'un nuage de gaz composé essentiellement de l'hydrogène et de l'hélium (et d'un peu de carbone) non consommés lors de la fusion. Finalement, la composition d'une naine blanche dépend de la masse initiale de l'étoile dont elle est issue.

Comparaison entre la naine blanche IK Pegasi B (au centre), son compagnon de classe A, IK Pegasi A (à gauche) et le Soleil (à droite). Cette naine blanche a une température superficielle de 35.500 K (->).

Une naine blanche possède typiquement une masse inférieure quoique comparable à celle du Soleil pour un volume similaire à celui de la Terre. Sa densité est ainsi de l'ordre d'une tonne par centimètre cube, plusieurs dizaines de milliers de fois plus élevée que celle des matériaux observés sur Terre. Sa température de surface, qui peut dépasser au départ 100.000 kelvins, provient de la chaleur emmagasinée par son étoile parente, chaleur qui ne se diffuse que très lentement du fait de la faible surface de l'astre. C'est aussi du fait de cette faible surface que, malgré sa température élevée, la luminosité d'une naine blanche reste limitée à une valeur de l'ordre d'un millième de luminosité solaire, et décroît au cours du temps.

Début 2009, le projet Research Consortium on Nearby Stars dénombre huit naines blanches dans les cent systèmes stellaires les plus proches du système solaire, mais étant donné la rareté des étoiles de grande masse, elles représentent le destin de 97 % des étoiles de notre galaxie.

Du fait de l'évolution de leur étoile parente (dictée par sa masse), les naines blanches existant aujourd'hui sont habituellement composées de carbone et d'oxygène. Quand l'étoile parente est suffisamment massive (probablement entre 8 et 10 masses solaires), il est possible qu'elle donne naissance à une naine blanche sans carbone, mais comprenant du néon et du magnésium en plus de l'oxygène. Il est également possible qu'une naine blanche soit principalement composée d'hélium, si son étoile parente a été sujette à un transfert de matière dans un système binaire. Dans chacun de ces cas, la naine blanche correspond au cour mis à nu de l'étoile parente, alors que les couches externes de celle-ci ont été expulsées et ont formé une nébuleuse planétaire. Il n'existe pas de naines blanches issues d'étoiles de moins d'une demi-masse solaire, car la durée de vie de celles-ci est supérieure à l'âge de l'univers. Ces étoiles-là évolueront selon toute vraisemblance en des naines blanches composées d'hélium.

La structure interne d'une naine blanche est déterminée par l'équilibre entre la gravité et les forces de pression, ici produite par un phénomène de mécanique quantique appelé pression de dégénérescence. Les calculs indiquent que cet équilibre ne peut subsister pour des astres de plus de 1,4 masse solaire. Il s'agit donc de la masse maximale que peut posséder une naine blanche lors de sa formation ou de son évolution. C'est cette masse maximale qui fixe la masse maximale initiale de 8 masses solaires que peut avoir une étoile pour que celle-ci évolue en naine blanche, la différence entre ces deux valeurs correspondant aux pertes de masse subies par l'étoile lors de son évolution. Une naine blanche isolée est un objet d'une très grande stabilité, qui va simplement se refroidir au cours du temps pour, à très long terme, devenir une naine noire. Si par contre une naine blanche possède un compagnon stellaire, elle pourra éventuellement interagir avec ce compagnon, formant ainsi une variable cataclysmique. Elle se manifestera sous différentes formes suivant le processus d'interaction : nova classique, source super molle, nova naine, polaire (possédant un fort champ magnétique) ou polaire intermédiaire. Ces interactions tendent à faire augmenter la masse de la naine blanche par accrétion. Dans l'éventualité où celle-ci atteint la masse critique de 1,4 (par accrétion voire par collision avec une autre naine blanche), elle achèvera sa vie de façon paroxystique en une gigantesque explosion thermonucléaire appelée supernova de type Ia.

L'atmosphère est la seule partie d'une naine blanche qui soit visible correspond soit à la partie supérieure d'une enveloppe résiduelle de celle de l'étoile dans sa phase de la branche asymptotique des géantes (AGB), soit résulte de la matière accrétée en provenance du milieu interstellaire ou d'un compagnon. Dans le premier cas, l'enveloppe consisterait en une couche riche en hélium, d'une masse ne dépassant pas un centième de la masse totale de l'étoile, laquelle, en cas d'atmosphère dominée par l'hydrogène, est enrobée d'une couche riche en hydrogène d'une masse approximative d'un dix-millième de la masse totale de l'étoile.

M.F. - SCIENCE & VIE > Février > 2008

Anatomie d'une Naine Blanche

CIEL ET ESPACE N°490 > Mars > 2011

Le Couple d'Étoiles le Plus Serré vient d'être Observé

Cinq minutes et vingt-quatre secondes : c'est le temps que mettent les deux naines blanches du couple HM Cancri pour tourner l'une autour de l'autre !

Quatre fois plus proches que la Terre et la Lune, ces astres ultradenses, vestiges d'étoiles comparables au Soleil, forment le couple le plus serré jamais observé pour un système binaire. D'après les astronomes qui ont fait cette découverte, grâce aux observations du télescope américain Keck, à Hawaï, les deux objets sont tellement près l'un de l'autre qu'il est très difficile d'expliquer pourquoi ils n'ont pas encore fusionné. Voilà en tout cas une nouvelle cible de choix pour la détection d'ondes gravitationnelles dans le futur. Prédites par la théorie de la relativité générale, ces déformations de l'espace-temps, engendrées par le déplacement d'objets ultramassifs et ultradenses comme des trous noirs ou des naines blanches, n'ont toujours pas été capturées par les astronomes.

J.B. - SCIENCE & VIE > Mai > 2010

Huit Naines Blanches Sèment le Trouble

Elles ne sont qu'une poignées mais ébranlent dangereusement la théorie sur l'évolution des étoiles. Car ces huit naines blanches, identifiées parmi des millions d'objets catalogués par le Sloan Digital Sky Survey, ont une caractéristique pour le moins inhabituelle : elles baignent dans une atmosphère de carbone.

Les naines blanches sont les vestiges d'étoiles ayant des masses initiales inférieures à 10 masses solaires. La théorie actuelle veut qu'après avoir perdu ses couches externes, l'astre ne garde qu'un noyau de carbone et d'oxygène, entouré d'hélium et parfois d'une couche d'hydrogène. Mais aucun modèle n'avait prévu que l'étoile en fin de vie pouvait s'envelopper de carbone.

Selon Patrick Dufour, astronome à l'université d'Arizona, ces huit naines blanches pourraient être des étoiles très massives à la toute fin de leur évolution. Ces astres auraient expulsé leur hydrogéne et leur hélium, laissant leur cœur à nu. Et la pesanteur aurait finalement séparé le carbone de l'oxygène. De nouvelles études seront nécessaires pour confirmer la thèse de cette évolution stellaire encore inconnue.

A.O. - SCIENCE & VIE > Janvier > 2008
 

   
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