Les cadavres stellaires

Les cadavres stellaires
Lorsque les réactions nucléaires s'achèvent au centre d'une étoile, celle-ci termine
sa vie active. Les couches externes sont éjectées soit lentement dans le cas des
nébuleuses planétaires, soit explosivement dans le cas des supernovae. Le noyau de
l'étoile devient un cadavre stellaire chaud qui se refroidit inexorablement. Il existe
trois types de résidus à la fin de la vie d'une étoile: naine blanche, étoile à neutrons,
ou trou noir. L'état final dépend de la masse initiale de l'étoile sur la séquence
principale. Ainsi, une étoile dont la masse initiale est inférieure à deviendra une
naine blanche; une étoile dont la masse initiale est comprise entre 7 masses solaires
et 12 masses solaires produira probablement une étoile à neutrons. On croit qu'une
étoile plus massive que 12 masses solaires finira ses jours sous la forme d'un trou
noir. Les prochaines sections décrivent les propriétés des trois types de cadavres
stellaires.
Continuer
Introduction 22
Page
1
sur
1

Objectifs du chapitre 22
Connaître les trois types de cadavre stellaire
Donner les principales caractéristiques de chacun de ces types
Cliquez pour imprimer
gfedc
gfedc
Yannick Dupont
V2.0, été 2001
Objectifs du Chapitre 22
Page
1
sur
1

Les naines blanches
Une naine blanche est une étoile d'environ une masse solaire (1 M) mais de la
taille de la Terre (rayon d'environ 5000 km) et possède donc une densité d'environ
1 tonne/cm3 (106 g/cm3). Elle est supportée contre la gravité par la pression des
électrons dégénérés. C'est une étoile qui a arrêté de brûler son carburant nucléaire
et qui se refroidit graduellement en émettant la chaleur qu'elle contient sous forme
de lumière.
Figure 22.1: La naine blanche Sirius B
Le phénomène de la pression des électrons dégénérés peut être décrit de la façon
suivante:
Dans une étoile comme le Soleil, la pression provient des collisions entre les
particules et elle dépend donc de la température du gaz. Dans une naine
blanche, la matière est tellement dense que c'est comme si les électrons
remplissaient tout l'espace disponible dans l'étoile. Ceci est un phénomène
étrange à première vue car, si on mesure les dimensions des électrons en les
faisant entrer en collision avec d'autres particules, ils semblent infiniment
petits.
Cependant, un principe de la physique quantique (ou microscopique), le
principe d'incertitude de Heisenberg (1901-1976), dit (de façon
simplifiée) que toute particule, peu importe sa grosseur, doit occuper une
région de l'espace et un domaine de vitesse d'une certaine grandeur.
De plus, un autre principe de la physique quantique, le principe d'exclusion
de Pauli (1900-1958), dit (encore de façon simplifiée) qu'on ne peut trouver
plus de deux électrons en même temps dans la même région de l'espace et le
même domaine de vitesse.
Donc, une fois que les électrons sont dégénérés, c'est-à-dire qu'ils occupent
tout l'espace d'une étoile, il faut augmenter la vitesse d'un certain nombre
d'entre eux pour occuper encore moins d'espace. Autrement dit, la force de
gravité doit fournir de l'énergie aux électrons pour que l'étoile se contracte un
peu plus. C'est pour cela qu'on peut dire que les électrons opposent une
pression à la force de gravité.
Un effet important de la pression des électrons dégénérés est qu'une étoile plus
Cha
p
itre 22
Pa
g
e 1 sur 8

massive peut comprimer davantage ses électrons et avoir un plus petit volume.
Ainsi, une naine blanche a un volume inversement proportionnel à sa masse.
Cependant, les naines blanches possèdent une masse maximale égale à 1.4 M,
masse à laquelle leur volume tomberait théoriquement à zéro; c'est la limite de
Chandrasekhar (1910-1995). Cet effet est expliqué par la théorie de la relativité
qui dit que la pression des électrons faiblit quand ils atteignent des vitesses élevées.
Une naine blanche se refroidit sans changer de dimension et passe du blanc au
jaune puis au rouge pour ensuite devenir un corps sombre et froid.
Les étoiles à neutrons
Une étoile à neutrons est une étoile d'environ 2 à 3 M ayant un rayon d'environ
10 km et donc une densité de 1014 g/cm3 (environ la densité d'un noyau atomique).
Ce genre d'objet résiste à la gravité par la pression des neutrons dégénérés et par
la force nucléaire. Il n'y a plus de réactions nucléaires dans ces objets qui émettent
de la radiation électromagnétique provenant de leur énergie de rotation et de leur
chaleur résiduelles.
Figure 22.2: L'étoile à neutrons RX J185635-3754
Si une étoile atteint des densités encore plus grandes que celle d'une naine blanche,
les électrons commencent à se combiner avec les protons des noyaux pour former
des neutrons. Ces neutrons s'évaporent des noyaux, puis à mesure que la densité
augmente, ils en viennent à former un véritable gaz de neutrons. Le principe
Cha
p
itre 22
Pa
g
e 2 sur 8

d'incertitude de Heisenberg et le principe d'exclusion de Pauli s'appliquent aux
neutrons comme aux électrons et on a donc une pression des neutrons dégénérés
s'opposant à la gravité. La force nucléaire de répulsion joue aussi un rôle qui est
mal connu, et on ne sait pas exactement quelle est la masse limite des étoiles à
neutrons. On estime qu'elle n'est pas plus grande que 3 M.
La couche de surface des étoiles à neutrons est soumise à une pression plus faible
que les couches internes et la matière y est sans doute dans son état normal.
Comme ces étoiles viendraient de la contraction du coeur de fer des étoiles
massives, on croit qu'elles seraient recouvertes d'une croûte de fer.
La force gravitationnelle est si intense à la surface d'une étoile à neutrons qu'il
faudrait qu'un objet se déplace à la moitié de la vitesse de la lumière pour s'en
échapper. La lumière elle-même est défléchie d'un angle de 30o lorsqu'elle passe
près de la surface d'une telle étoile.
Les étoiles à neutrons se manifestent probablement dans le phénomène du pulsar
et dans certains systèmes binaires d'étoiles. Un pulsar est une étoile qui émet des
pulses d'ondes radio (et parfois d'ondes visibles et rayons X) à des intervalles très
réguliers. Ce sont probablement des étoiles à neutrons en rotation rapide et
possédant un champ magnétique très intense.
Figure 22.3: L'intensité du signal radio du pulsar du Crabe en fonction du temps
Vidéo 22.1: Variation de l'intensité lumineuse du pulsar du Crabe en fonction du
temps (4.0 Mo)
Le modèle le plus accepté pour expliquer les pulsars est celui d'un double cône de
radiation balayant l'espace à la manière d'un phare comme l'illustre la Figure 22.4.
Les pulses viendraient de l'orientation momentanée du cône de lumière dans la
direction de la Terre chaque fois que l'étoile fait un tour sur elle-même (ou à chaque
demi-tour si les deux cônes sont visibles de la Terre).
Cha
p
itre 22
Pa
g
e 3 sur 8