Naissance des étoiles
Qui
peut devenir une étoile à part entière
Séquence principale
Réactions
nucléaires Les
naines blanches et nébuleuses planétaires
Une Boule qui refroidit
Sous l'atmosphère, comment se comporte le coeur dégénéré des naines blanches, dont les ions sont condamnés à se refroidir éternellement jusqu'à n'être plus que des braises au milieu des cendres célestes? Le refroidissement procède par phases. Au tout début de leur jeune existence, au sortir de la phase de nébuleuse planétaire, l'intérieur des naines blanches est encore chaud : à ces températures, les photons se transforment en particules qui se retransforment en photons; ces réaction produisent des neutrinos. Dans cette première phase, le refroidissement de la naine blanche est essentiellement dû à l'échappement des neutrinos, qui emportent une partie de l'énergie de l'étoile. Cette période est très courte à l'echelle de la vie d'une étoile (quelques millions d'années) et l'énergie évacuée par les neutrinos devient rapidement négligeable. La naine blanche entre alors dans le stade de refroidissement thermique, analogue au refroidissement d'une sphère de métal chaude.
Cette seconde phase dure entre quelques millions et quelques milliards d'années, suivant la masse de l'objet. La luminosité diminue proportionnellement à la masse et à la puissance -7/5 du temps.
L = m x T^-7/5
m, en Kg
T, en secondes
Cette loi résulte du refroidissement d'un réservoir d'énergie thermique essentiellement due aux ions, irradiée dans l'espace au travers d'une enveloppe radiative. Au cours de cette phase, le refroidissement des naines plus massive est plus lent, d'une part parce qu'une naine massive contient plus d'énergie et d'autre part, car sa surface de rayonnement est inférieur (une masse plus grande correspond à un rayon plus petit).
Se produit alors, pour une étoile de 0,6 masse solaire, un premier évenement majeur : la zone de convection superficielle qui mélange les éléments atteint le coeur dégénéré conducteur. Dans un premier temps, l'évacuation du surplus d'énergie ralentit le refroidissement, d'où la présence d'un plateau particulièrement visible sur la courbe de refroidissement de la naine blanche d'une masse solaire. Puis, la convection transportant la chaleur de manière bien plus efficace que la radiation, l'énergie interne s'évacue plus vite. Le réservoir thermique de l'étoile, qui n'est plus isolé par une enveloppe radiative, se "vide" plus rapidement, le refroidissement s'accélère.
Deux effets caractérisent l'évolution d'une étoile : elle refroidit et sa densité augmente. Le refroidissement diminue l'énergie cinétique des ions, tandis que l'augmentation de densité augmente leur énergie d'interaction, inversement proportionnel a leur distance moyenne de séparation (loi de Coulomb). Lorsque l'énergie l'énergie d'interaction entre ions dépasse de beaucoup l'énergie cinétique moyenne, les ions se structurent un un réseau cristallin rigide et incompressible. Le coeur des naines blanches cristallise.
Cette transition de phase a une conséquence primordiale sur le refroidissement de l'étoile. de même que la cristallisation de la glace engendre de l'énergie, la chaleur latente, la cristallisation de la naine blanche produit une source supplémentaire d'énergie qui ralentit le refroidissement de l'étoile. Lorsque le coeur de la naine blanche est constitué de deux éléments ionisés (carbone et oxygène), le densité entre le solide et le liquide diffère. On montre alors que le coeur solide s'enrichit en oxygène à mesure du refroidissement de l'étoile. De surcroit, cette différence de densité augmente l'énergie potentielle.
Au final, cette double sourc d'énergie supplémentaire ralentit le refroidissement de l'étoile : la luminosité observée stagne quelque temps. Pendant la période qui suit, le front de cristallisation progresse du centre, où la pression est plus élevée, vers l'éxterieur. Après quelques milliards d'années, le coeur de carbone et d'oxygène (les coeurs d'hélium ne cristallisent pas dans un temps égal à l'age de l'Univers) est devenu entièrement solide.
Ainsi l'histoire du refroidissement des naine blanches dépend principalement de leur masse. La séquence des évènements marquants que sont la cristallisation et l'arrivée de la zone convective superficielle à la limite du noyauest inversé dans la naine blanche d'une masse solaire par rapport à celle de 0,6 masse solaire.
L'analyse de ce refroidissement permet de dater la Galaxie. il doit se trouver autour de nous de vieilles naines blanches, nées aves la Galaxie. L'âge de ces objets, qui est la somme du temps d'évolution de leur précurseur et de leur temps de refroidissement, sera alors l'âge de la Galaxie. Pour bien utiliser ces "chronomètres cosmologiques", le refroidissement, qui dépend de la masse, doit être bien connu, la masse n'étant pas un paramètre connu avec grande précision, on procède statistiquement sur l'échantillon complet des naines blanches observées. dans un premier temps, on analyse l'âge des naines blanches en fonction de leur luminosité. L'âge correspondant à la luminosité au-delà de laquelle on ne trouve plus de naine blanche est l'âge de la Galaxie, ou plutôt du disque galactique. Cette datation fut réalisée pour la première fois en 1988 par Jim Liebert et ses collègues de l'Observatoire Flagstaff. Observant toutes les naines blanches dans un rayon de quelques années-lumière autour du Soleil, ceux-ci s'apperçurent qu'il n'y avait presque plus de naines blanches au-delà de 10^-1,5 (dix à la puissance -1,5) luminosité solaire.
Comment déterminer de manière précise l'âge correspondant à cette luminosité? En calculant ce que l'on nomme une fonction de luminosité théorique (la répartition du nombre de naines blanches en fonction de leur luminosité qui résulte de l'évolution d'une population d'étoiles représentatives du voisinage solaire) et en la comparant à la fonction de luminosité observée. Le meilleur accord entre le calcul théorique et l'observation indique un âge pour notre disque galactique compris entre 9 et 11 milliards d'années.
A certains stades de leur refroidissement, les naines blanches sont variables. C'est une chance pour l'astronome qui peut alors étudier leur structure interne : de la même façon que les tremblements de terre révèlent la structure terrestre, les vibrations des étoiles révèlent leur structure. Si beaucoup d'informations sur la structure des naines blanches résultent de ces mesures d'astérosismologie effectuées par des réseaux au sol, les astonomes attendent beaucoup des satellites dédiés à l'observation des pulsations des étoiles, comme le satellite Corot, qui sera lancé en 2004 qui devrait être suivi par le satellite Européen Eddigton.
