naine blanche - Institut d`Astronomie et d`Astrophysique

Mort des étoiles : naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs
Nicolas Chamel
Institut d’Astronomie & d’Astrophysique
Université Libre de Bruxelles
Chapitre 2 : des étoiles naines de toutes les couleurs
Diagramme de Hertzprung­Russel
Ejnar Hertzprung
(1873­1967)
Henry Norris Russell
(1877­1957)
Naine brune
Une naine brune est une étoile de masse < 0,08 M⊙.et de la taille d'une planète géante gazeuse. Une naine brune est un astre froid avec des températures inférieures à 2000 degrés. La température dans le coeur n’est pas suffisante pour déclencher des réactions de fusion de l’hydrogène (éventuellement fusion du deutérium). crédit: Robert Hurt
Limite entre naine brune et planète
Découverte en 2005, la naine brune OTS44 a une masse de seulement 15 fois celle de Jupiter. La masse de Jupiter est environ un millième de la masse du Soleil. La masse minimale d'une naine brune est fixée à 13 fois la masse de Jupiter (c'est la masse critique pour amorcer la fusion du deutérium)
crédit: NASA
Planète
Définition officielle adoptée le 24 août 2006 par l’ Union Astronomique Internationale :
« une planète est un corps céleste (a) qui est en orbite autour du Soleil, (b) qui possède une masse suffisante pour que sa gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique (forme sphérique), et (c) qui a éliminé tout corps se déplaçant sur une orbite proche »
« une planète naine est un corps céleste (a) qui est en orbite autour du Soleil, (b) qui possède une masse suffisante pour que sa gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique (forme sphérique), (c) qui n’a pas fait place nette dans son voisinage orbital et (d) qui n’est pas un satellite »
Planètes du système solaire
Exoplanète autour d’une naine brune
Exoplanète (entre 3­10 fois la masse de Jupiter) autour d’une naine brune (environ 0,025 M⊙) dans le système 2M1207.
Crédit : ESO
Naine rouge
La plupart des étoiles présentes dans notre galaxie sont des naines rouges. Ce sont des étoiles dont la masse varie entre 0,08M⊙et 0,8 M⊙
La durée de combustion de l’hydrogène en hélium varie comme ∝ ~1/M3
☞ Plus une étoile est petite et plus la combustion est lente
Les naines rouges ont une durée de vie supérieure à l’âge de l’univers!
Proxima du Centaure
L’étoile la plus proche du Soleil, Proxima du Centaure située à 4 années lumières, est une naine rouge de masse 0,123 M⊙
Naine brune autour d’une naine rouge dans CHXR73
La naine brune (à droite) a une masse de seulement 12 fois celle de Jupiter
Limite entre naine brune et naine rouge
Gliese623b a une masse d'un dizième de la masse du Soleil
Nucléosynthèse stellaire
Dans les étoiles de masse > ~0,8 M⊙ lorsque l’hydrogène s’est entièrement consumé dans le coeur, l’étoile s’effondre à nouveau et s’échauffe. ☞ Combustion de l’hydrogène dans les couches externes
Sous l’effet de l’énergie libérée, l’enveloppe externe de l’étoile se dilate et se refroidit tandis que le coeur d'hélium se contracte et s'échauffe. Géantes rouges
La luminosité de l’étoile augmente d’un facteur 1000 à 10000 et la température de l’enveloppe tombe à 3000­4000 degrés
☞ couleur rouge
Le rayon de l’étoile peut atteindre de 100 à 1000 fois celui du soleil!
Les couches externes de l’étoile sont de moins en moins liées à mesure que l'étoile se dilate. L'étoile perd de sa masse et peut devenir instable
Fusion du coeur d'hélium
Lorsque la température du coeur d'hélium atteint ~100 millions de degrés, l’hélium « brûle » en carbone et oxygène.
Fin des étoiles peu massives
Dans les étoiles de masse < 8 M⊙ (90% des étoiles), les réactions nucléaires s'arrêtent lorsque l'étoile a épuisé toutes ses ressources en hydrogène et en hélium. Les couches externes sont éjectées formant une nébuleuse planétaire Les nébuleuses planètaires doivent leur nom à l'astronome William Herschel qui les aurait baptisées ainsi vers 1785 en raison de leur ressemblance (avec les moyens de l'époque) avec des planètes géantes. La coquille de gaz en expansion (vitesse entre 10 et 30 km/s) dissémine de nouveaux éléments chimiques dans le milieu interstellaire
L'étoile émet une lumière UV qui ionise le nuage de gaz, produisant toute une palette de couleurs par fluorescence. Les régions rouges contiennent de l'hydrogène et de l'azote, tandis que les régions bleu­vert sont composées d'oxygène. Nébuleuse de l'Haltère (M27)
Crédit : ESO
Nébuleuse de l'Eskimo
Crédit : NASA/ESA/STSci
Le coeur stellaire dense et chaud dépouillé de ses couches externes est une naine blanche NGC 2440
Crédit: H. Bond (STScI), R. Ciardullo (PSU), WFPC2, HST, NASA
Historique des naines blanches
La première naine blanche fut découverte par l'astronome William Herschel en 1783 dans le système 40 Eridani mais la nature de cette étoile ne sera comprise que bien plus tard.
La dénomination « naine blanche » aurait été introduite pour la première fois par l'astronome Willem Luyten en 1922
En 1950, une centaine de naines blanches avaient été identifiée.
En 1999, 2000 naines blanches étaient connues. Aujourd'hui on en dénombre plus de 12000.
http://www.astronomy.villanova.edu/WDCatalog/
Friedrich Wilhelm Herschel
(1738­1822)
Sirius B
Image prise par Hubble
Sirius A & B
En observant l’étoile Sirius dans la constellation du Grand Chien, Bessel prédit en 1844 l’existence d’une étoile compagnon... ... qui sera finalement découverte par Alvan Graham Clark en 1862.
Friedrich Wilhelm Bessel
(1784­1846)
☞ Première découverte d’une naine blanche
Bessel prédit aussi l'existence de Procyon B dans la constellation du Petit Chien, qui ne sera observée qu'en 1896 par John Martin Schaeberle.
John Martin Schaerberle
(1853­1924)
Sirius et procyon dans le ciel
Nature des naines blanches
L'analyse de la trajectoire des deux étoiles de Sirius indiqua que Sirius B avait une masse proche de celle du Soleil. En 1915, Walter Adams de l’observatoire du Mont Wilson mesure la température T à la surface de Sirius B et obtient environ 8000 K (valeur moderne : 27000 K). Connaissant la luminosité L, il est possible d'en déduire le rayon de l'étoile par la loi de Stefan L=4R2T4. Ce qui impliquait une masse volumique 3
de l'ordre de 50000 g/cm
!
Quelques masses volumiques
typiques
Polystyrène expansé :
0,01 g/cm3
Plomb :
11 g/cm3
Béton armé :
2,5 g/cm3
Or :
19 g/cm3
Quel est l'élément le plus dense
sur Terre?
L'osmium a une masse volumique de 22,61 g/cm3
Masses volumiques caractéristiques dans le système solaire
La masse volumique au centre de la Terre atteint 13 g/cm3, au centre du Soleil 150 g/cm3. Equilibre d'une naine blanche
Problème : la pression thermique des gaz et la pression de radiation sont trop faibles pour contrer la force gravitationnelle de l’étoile
☞ Quelle force s’oppose alors à l’effondrement d’une naine blanche? crédit: Sky and Telescope
Stabilité de la matière
Une particule électriquement chargée perd de l’énergie lorsqu’elle est en mouvement
Si les électrons dans un atome orbitent autour du noyau comme la Terre autour du Soleil alors ils devraient finir par s’écraser sur le noyau!
☞ Pourquoi les atomes (donc la matière) sont stables??
Mécanique quantique
La mécanique classique n’est plus valable à l’échelle atomique! Erwin Schrödinger
(1887­1961)
Les objets peuvent se comporter comme des ondes ou des corpuscules

Louis de Broglie
(1892­1987)
Niels Bohr (1885­1962)
L’énergie d’un atome ne peut prendre que certaines valeurs
discrètes (origine des raies spectrales)
Les trajectoires des particules sont entâchées d’un « flou quantique »
Werner Heisenberg
(1901­1976)
Monde classique vs quantique
Représentation d’un atome d’hélium
Mécanique classique
Mécanique quantique
Orbitales atomiques
Les électrons sont décrits par une fonction d'onde dont le carré en un point de l'espace donne la probabilité de présence de ces électrons en ce point. Exemples d'orbitales atomiques d'un électron autour d'un proton (atome d'hydrogène). Qu'est­ce qu'une onde?
Diffraction d'ondes
Lorsqu’une onde rencontre un obstacle
si  >> taille obstacle
☞ l’onde poursuit son chemin
si  ~ taille obstacle
☞ l’onde est diffractée La lumière qui est une onde peut aussi être diffractée
Figure de diffraction en rayons X de l’ADN
Diffraction de la matière
Mise en évidence de la diffraction des électrons par Davisson et Germer en 1927
Figures de diffraction sur des cristaux par des électrons
Etat de la matière dans le coeur d'une naine blanche
La matière est si comprimée (un million de fois la densité terrestre!) que les électrons sont arrachés des atomes et forment un « gaz quantique dégénéré »
R.H. Fowler (1926)
Principe d’exclusion de Pauli
les particules de type fermions sont « individualistes » et ne peuvent pas se trouver dans le même état (quantique)
☞Les électrons exercent une force répulsive « d’agitation quantique » qui s’oppose à l’effondrement!
Wolfgang Pauli
(1900­1958)
Quelques précisions sur le flou
quantique
Relations d'incertitudes
La position x et la vitesse v d'une particule de masse m ne peuvent pas être mesurées avec une précision arbitrairement petite
x.v=h/2m
Werner Heisenberg
(1901­1976)
h est une constante fondamentale : la constante de Planck
Valeur actuelle (CODATA 2006) :
h=6,62606896.10­34 J.s
Max Planck
(1858­1947)
Agitation quantique
v
r
Dans un gaz quantique dégénéré, l'incertitude x sur la position d'un électron correspond à la distance moyenne entre deux électrons. x=2r
En moyenne il y a un électron dans le volume de la sphère de rayon r. Donc la concentration d'électrons est n=1/(4/3r3). Connaissant n, on en déduit x=2r=2(4n/3)­1/3.
Or d'après la relation d'incertitude la vitesse moyenne des électrons est v=h/x.2m
1/3
☞v=(h/4m).(4n/3)
Relation masse-rayon d'une
naine blanche
La pression d'un gaz quantique dégénéré d'électrons est indépendante de la température. Elle ne dépend que de la concentration des électrons ou de façon équivalente de la masse volumique 
☞ P   5/3
Cela implique que contrairement à une étoile ordinaire, plus une naine blanche est petite, plus elle est massive!
☞ M  1/V
Masse limite d'une naine blanche
Mais d’après la théorie de la Relativité Restreinte d’Einstein, la vitesse des électrons ne peut­être supérieure à la vitesse de la lumière. Lorsque la concentration des électrons est très grande, la pression de dégénérescence est alors donnée par ☞ P   4/3 au lieu de  5/3
Lev Davidovitch Landau
(1908­1968)
Prix Nobel 1962
Chandrasekhar démontre en 1931 qu’une naine blanche ne peut avoir une masse supérieure à environ 1,44 M⊙ sinon elle s’effondre sous son propre poids!
Subrahmanyan Chandrasekhar
(1910­1995)
Prix Nobel 1983
Controverse ChandrasekharEddington
contre
« I think there should be a law of nature to prevent a star from behaving in this absurd way », Sir Arthur Eddington lors d’une conférence à la Royal Astronomical Society en 1935
Masse des naines blanches
La plupart des naines blanches observées ont une masse proche de 0,6M⊙
De Gennaro et al. (2008)
Classification des naines blanches
Les naines blanches sont classées en plusieurs familles selon la composition chimique de leur surface. Première lettre D = étoile dégénérée. Deuxième lettre = caractéristiques spectrales. Koester et al. (1989)
D'autres lettres sont ajoutées pour spécifier des traits particuliers : V=variable, P=magnétique polarisée, H= magnétique non polarisée
Une naine blanche n'est pas nécessairement blanche!
Différents objets chauffés à la même température ont la même couleur (1792)
Loi de déplacement de Wien (1893)
Wilhelm Wien
(1864­1928)
Thomas Wedgwood
(1771­1805)
Un des pères fondateurs de la photographie
T=0,29 cm.K
De quoi est composée une
naine blanche?
La plupart des naines blanches sont de type DA et sont donc entourées d'une atmosphère d'hydrogène (élément le plus abondant dans l'univers).
Mais une naine blanche ne peut contenir un coeur d'hydrogène. Avec une température au centre de 100 millions de degrés, les réactions de fusions nucléaires rendraient l'étoile beaucoup plus lumineuse! Une naine blanche est formée des résidus de combustion dans l'étoile progénitrice : principalement du carbone et de l'oxygène mais aussi des éléments plus lourds (on pense que ceux­ci proviennent du milieu interstellaire et ont été accrétés par l'étoile). Relation masse-rayon et
composition
étoile chaude
Les différentes courbes correspondent à plusieurs températures de 5000 K à 145 000 K.
étoile froide
Naines blanches avec un coeur de carbone entouré d'une couche d'hélium avec (ligne continue) ou sans (ligne pointillée) hydrogène. Panei et al (2000)
Relation masse-rayon et
composition
étoile chaude
Les différentes courbes correspondent à plusieurs températures de 5000 K à 145 000 K.
étoile froide
Naines blanches avec un coeur d' oxygène entouré d'une couche d'hélium avec (ligne continue) ou sans (ligne pointillée) hydrogène. Panei et al (2000)
Relation masse-rayon et
composition
étoile chaude
Les différentes courbes correspondent à plusieurs températures de 5000 K à 145 000 K.
étoile froide
Naines blanches avec un coeur de fer entouré d'une couche d'hélium avec (ligne continue) ou sans (ligne pointillée) hydrogène. Panei et al (2000)
Comment évolue une naine
blanche?
Initialement très chaude, une naine blanche refroidit (pas de source de chaleur puisque les réactions nucléaires sont éteintes). étoile brillante
Son coeur conduit très bien la chaleur (via le gaz d'électrons dégénérés) mais pas l'atmosphère qui ralentit le refroidissement. étoile sombre
Hansen (2004)
atmosphère avec hydrogène
atmosphère sans hydrogène
Comment évolue une naine
blanche dans le diagramme
HR?
La composition d'une naine blanche devient de plus en plus stratifiée avec le temps : la forte gravité attire les éléments les plus lourds au centre, les éléments les plus légers restant en surface (mais des processus de mélanges peuvent modifier la composition). Koester et Chanmugam (1990)
En se refroidissant, l'intérieur
d'une naine blanche cristallise
Diagramme de phases
régime quantique
so
lid
e
liq
u id
e
Profils de température pour une naine blanche de 0,6M⊙ avec un coeur de carbone et une atmosphère d'hydrogène pour différentes époques (en milliard d'années)
Hansen (2004)
régime classique
Comment évolue une naine
blanche en fonction de sa
masse?
Une naine blanche massive cristallise plus rapidement ce qui accélère son refroidissement
Hansen (2004)
Cristallisation d'une naine
blanche
Le coeur d'une naine blanche de 0,6M⊙ avec un coeur de carbone­oxygène et une atmosphère d'hydrogène cristallise au bout de quelques milliards d'années
Hansen (2004)
Des diamants stellaires
En 2004, une équipe du Centre d'Astrophysique Harvard­Smithsonian a découvert une naine blanche BPM37093 dans la constellation du Centaure, qui posséderait un coeur solide de carbone
☞ Soit un gigantesque « diamant » de 1034 carats!
Le plus gros diamant du monde de 3106 carats a été découvert en 1905 par Sir Thomas Cullinan en Afrique du Sud et a été taillé pour le sceptre du roi Edouard VII d’Angleterre
The great star of Africa
Diamants stellaires et diamants
terrestres
Masse volumique : 3,5 g/cm3
Masse volumique : plusieurs
millions de g/cm3 !!
Des naines blanches aux naines noires
Après plusieurs dizaines de milliards d'années une naine blanche émet si peu de rayonnement qu'elle devient noire. Mais aucune naine noire n'a encore été découverte parce que le temps de refroidissement dépasse l'âge de l'univers!
Les naines blanches comme étoiles
fossiles de la formation stellaire
La distribution des naines blanches en fonction de leur luminosité permet d'estimer le commencement de la formation stellaire dans la galaxie.
L'absence de naines blanches très peu lumineuses (donc très âgées) ne peut s'expliquer si des étoiles se forment perpétuellement dans la galaxie
☞ ces observations confrontées aux modèles théoriques permettent de contraindre l'âge de la galaxie
Harris (2006)
Les naines blanches dans des
systèmes doubles
Environ la moitié des naines blanches font partie d'un système double avec une étoile normale. Dans certains cas, la naine blanche peut accréter de la matière de son compagnon. Ceci provoque un échauffement de la naine blanche et une augmentation de sa masse. Lorsque la masse de la naine blanche atteint environ 1,3M⊙ les conditions sont réunies pour amorcer la fusion du carbone dans le coeur. Dans une étoile normale, l'énergie libérée par les réactions nucleaires augmente la température donc la pression des gaz. L'étoile se dilate et refroidit ralentissant les réactions nucléaires.
☞ la fusion ne peut jamais s'emballer
Au contraire dans une naine blanche, la pression est indépendante de la température parce que la matière est dégénérée
☞ la fusion devient incontrôlée et provoque la destruction complète de la naine blanche!
simulation numérique de l'université de Chicago
L'explosion thermonucléaire de la naine blanche libère une quantitité colossale d'énergie équivalente à celle de toutes les étoiles de la galaxie hôte : on parle de supernova de type Ia
C'est ce phénomène qui explique les « nouvelles étoiles » observées par Tycho Brahé et Johannes Kepler.
SN 1994d
crédit: NASA
SNIa et cosmologie
Les observations de SNIa proches ont permis de montrer qu'elles ont toutes la même luminosite intrinsèque (en recalibrant les courbes de lumière en fonction de la distance). Perlmutter (2003)
Inversement, connaissant la luminosite intrinsèque des SNIa, il est alors possible de calculer la distance de n'importe quelle SNIa. Dans six milliards d'années, le Soleil devriendra la plus proche naine blanche!
Évolution de la taille du Soleil
Évolution de la taille du Soleil
Évolution de la luminosité du Soleil