Naissance des étoiles
Qui
peut devenir une étoile à part entière
Séquence principale
Réactions
nucléaires Les
naines blanches et nébuleuses planétaires
Les naines blanches et nébuleuses planétaires
Dans 5 Milliards d'années, Le Soleil aura épuisé son combustible nucléaire. Après avoir gonflé au point d'englober l'orbite de mars, il dégonflera pour terminer avec un diamètre équivalent a celui de la Terre.
Le Soleil sera alors une naine blanche, la fin programmée de 98 % des étoiles. A l'inverse les étoiles les plus massives, peu nombreuses, termineront leur évolution de manière spectaculaire, sous forme de supernovaeSi l'issue ultime de la quasi-totalité des étoiles est une naine blanche, pourquoi n'emplissent-elles pas le ciel? Parce que peu d'entre elles sont arrivées à ce stade depuis la formation de la galaxie : seulement 3 % des 200 milliards d'étoiles de notre galaxie sont des naines blanches. La vitesse dévolution des étoiles dépend de la masse : une étoile de dix masse solaire finira sa vie en Supernovae après environ 23 millions d'années ; une étoile de quatre masse solaire, par exemple, évoluera en naine blanche en 160 millions d'années ; une étoile comme le soleil en 10 milliards d'années, une fraction respectable de l'age de l'Univers.Quant aux étoiles de masse inférieure à celle du Soleil, elles ne deviendront des naines blanches qu'en des temps supérieurs a l'age de l'Univers (15 milliards d'années).
Peu lumineuses, les naines blanches sont des objets difficiles à trouver. Comment traque-t-on ces étoiles? Comment réagit leur atmosphère à la forte gravité qui règne à leur surface? En observant de tels objets, les astronomes testent quantités de théories. Notamment le refroidissement des naines blanches, très lent, permet de les utiliser comme "chronomètre cosmologiques". Les astronomes se sont également demandés si les naines blanches qui n'auraient encore jamais été détectées pourraient contenir une partie de la masse cachée de l'Univers...
Après les phases de combustion nucléaire où l’étoile transforme l'hydrogène en hélium, puis l'hélium en carbone et en oxygène, il reste de l'étoile un noyau dense et chaud de carbone et d'oxygène d'environ 0,6 fois la masse du Soleil. Le reste de l'étoile initial s'est dispersé dans le milieu interstellaire sous forme de vents stellaires ou d'éjection de matières dues à des instabilités qui ont précédé le stade de naine blanche. Ces pertes de masse se font essentiellement durant deux phases : d'abord lorsque l'étoile a gonflé au point de devenir une géante rouge, ensuite lors de la phase de nébuleuse planétaire.
Dans un système d’étoiles doubles serré, l'évolution se complique, car les étoiles échangent de la matière. L'étoile la plus massive au départ, l'étoile primaire, évolue plus vite que sa compagne. Lorsqu'elle devient une étoile géante, une partie de sa masse est attirée par le champ de gravité de l'autre étoile. Si cet échange de masse intervient avant que ne démarre la combustion de l'hélium au coeur de l'étoile primaire, cette dernière perd son enveloppe et se transforme en une naine blanche d'hélium plutôt qu'en une naine blanche de carbone et d'oxygène. La grande diversité des situations rencontrées dans les systèmes d'étoiles doubles se traduit par une plus grande diversité dans les masses des naines blanches formées dans ces systèmes. Dans ces systèmes, elles jouent un rôle majeur dans l'évolution. Ainsi les naines blanches se classent en deux catégories : celles dont le coeur est constitué de carbone et d'oxygène et celles dont le coeur est essentiellement de l'hélium.
L'image ci-dessous représente une nébuleuse planétaire (nuage gris) avec en son centre un point lumineux : La naine blanche. Les particules de gaz contenues dans cette nébuleuses sont éclairées par la naine blanche encore très lumineuse cependant cette luminosité va progressivement diminuer
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