Son noyau vient de s'éteindre et est essentiellement formé de carbone et d'oxygène. Du fait qu'il ne se produit plus de réaction nucléaire, la pression interne qui stabilisait jusque là l'étoile perd en puissance et n'est plus en mesure d'accomplir sa tache. L'étoile commence à s'effondrer sous son propre poids, sa taille diminue et sa densité se met à augmenter fortement.
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, ce qui n'est possible que si cette vitesse est elle-même grande. 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.
Du fait de la forte compression de la matière, les naines blanches sont bien plus petites et denses que les étoiles normales. Leur 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 des valeurs phénoménales d'environ une tonne par centimètre cube de matière. Une cuillerée à soupe de la matière d'une naine blanche pèse ainsi plusieurs tonnes. La petite taille est également responsable d'une luminosité très faible.
Les naines blanches étant peu lumineuses, elles sont très difficiles à détecter, sauf lorsqu'elles 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. Mais 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 observée. Depuis, environ 500 astres de ce type ont été détectés. Ce qui n'est rien comparé au nombre total dans la Galaxie, estimé à une dizaine de milliards.
Fin 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, 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, quant à eux, continuent de se déplacer librement à des vitesses proches de celle de la lumière. Enfin, la taille de l'étoile, elle, ne change plus car la pression de dégénérescence est indépendante de la température et peut donc soutenir l'astre pour toujours.
Toutes les naines blanches n'ont pas les mêmes dimensions. Plus elles sont massives, plus la pression et la densité requises pour résister à la gravité sont grandes, donc plus leur taille est réduite. Mais la pression de dégénérescence des électrons ne peut pas supporter une masse arbitrairement grande. L'astrophysicien indien Subrahmanyan Chandrasekhar, en étudiant ces étoiles sur le plan théorique dans les années 1930, mit en évidence 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 de la séquence principale ne peut atteindre le stade de naine blanche que si sa masse est inférieure à environ huit fois celle du Soleil.
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, ce qui n'est possible que si cette vitesse est elle-même grande. 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.
Du fait de la forte compression de la matière, les naines blanches sont bien plus petites et denses que les étoiles normales. Leur 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 des valeurs phénoménales d'environ une tonne par centimètre cube de matière. Une cuillerée à soupe de la matière d'une naine blanche pèse ainsi plusieurs tonnes. La petite taille est également responsable d'une luminosité très faible.
Les naines blanches étant peu lumineuses, elles sont très difficiles à détecter, sauf lorsqu'elles 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. Mais 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 observée. Depuis, environ 500 astres de ce type ont été détectés. Ce qui n'est rien comparé au nombre total dans la Galaxie, estimé à une dizaine de milliards.
Fin 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, 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, quant à eux, continuent de se déplacer librement à des vitesses proches de celle de la lumière. Enfin, la taille de l'étoile, elle, ne change plus car la pression de dégénérescence est indépendante de la température et peut donc soutenir l'astre pour toujours.
Toutes les naines blanches n'ont pas les mêmes dimensions. Plus elles sont massives, plus la pression et la densité requises pour résister à la gravité sont grandes, donc plus leur taille est réduite. Mais la pression de dégénérescence des électrons ne peut pas supporter une masse arbitrairement grande. L'astrophysicien indien Subrahmanyan Chandrasekhar, en étudiant ces étoiles sur le plan théorique dans les années 1930, mit en évidence 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 de la séquence principale ne peut atteindre le stade de naine blanche que si sa masse est inférieure à environ huit fois celle du Soleil.
Source: http://www.astronomes.com/
