Faits sur la naine blanche
Qu'est-ce qu'une naine blanche (naine blanche) ? Lorsque les plus petites étoiles atteignent la fin de leur longue évolution – celles qui sont jusqu’à huit fois plus denses que notre Soleil – elles deviennent des naines blanches. Ces étoiles anciennes ont une densité incroyable. Une cuillère à café de sa substance équivaut à la taille d'un éléphant sur Terre - 5,5 tonnes. Les naines blanches ont généralement un rayon équivalent à seulement 0,1 du rayon de notre Soleil, mais leurs masses sont à peu près égales.
Des étoiles comme notre Soleil fusionnent l’hydrogène en hélium dans leur noyau, tandis que les naines blanches sont des étoiles qui ont brûlé tout l’hydrogène qu’elles utilisaient autrefois comme combustible nucléaire. La fusion se produisant dans le noyau de l'étoile se traduit par de la chaleur et une pression externe, qui forment une force de traction suffisante en état d'équilibre en raison de la poussée interne de gravité résultant de la masse de l'étoile. Lorsque l’hydrogène utilisé comme combustible s’épuise et que la fusion ralentit, la gravité provoque l’effondrement de l’étoile sur elle-même.
nain blanc
Géantes rouges
La température de l'étoile augmente encore à mesure qu'elle se condense et se comprime, brûlant le dernier hydrogène restant et élargissant les couches externes de l'étoile vers l'extérieur. L’étoile devient alors une grande géante rouge.
En raison de la grande taille de la géante rouge, sa température se propage aux couches superficielles et est modérée, mais son noyau reste brûlant. Les géantes rouges n’existent que pour une courte période – environ un milliard d’années – comparée aux dix milliards d’années qu’une même étoile aurait pu passer à brûler de l’hydrogène comme notre Soleil.
Les géantes rouges sont suffisamment chaudes pour convertir l’hélium dans leur noyau, fusionnant l’hydrogène en éléments lourds comme le carbone. Mais la plupart des étoiles ne sont pas suffisamment denses pour créer la pression et la chaleur nécessaires à la combustion des éléments lourds, de sorte que la fusion et la production de chaleur s'arrêtent.
L'étoile la plus brillante du ciel nocturne, Sirius, ou étoile du chien, surpasse largement son compagnon nain blanc, Sirius B. Sirius B, l'étoile naine connue la plus proche, se trouve à 8,6 années-lumière de la Terre.
Plus d'explication
Ces étoiles finissent par expulser la matière de leurs couches externes, générant une couche de gaz environnante en expansion appelée nébuleuse planétaire. Le noyau chaud de l'étoile reste à l'intérieur de cette nébuleuse – où il est écrasé par la gravité, formant une haute densité – comme une naine blanche avec une température de 180 000 degrés Fahrenheit (100 000 degrés Celsius).
Finalement – sur des dizaines, voire des centaines de milliards d’années – la naine blanche se refroidit jusqu’à devenir une naine noire qui n’émet aucune énergie. Il n’existe pas encore de naines noires connues, car les étoiles les plus anciennes de l’univers n’ont que 10 à 20 milliards d’années. Estimer le temps nécessaire à une naine blanche pour se refroidir peut aider les astronomes à en apprendre beaucoup sur l'âge de l'univers.
D’anciennes étoiles naines blanches brillent dans la Voie Lactée. Les étoiles comme notre Soleil fusionnent l’hydrogène dans leur noyau, le transformant en hélium. Les naines blanches sont des étoiles qui ont brûlé tout l’hydrogène utilisé comme combustible nucléaire.
Mais toutes les naines blanches ne passeront pas des milliers d’années à se refroidir. Les naines d’un système solaire binaire peuvent avoir suffisamment d’attraction gravitationnelle pour collecter des matériaux provenant d’étoiles proches. Lorsqu’une naine blanche accumule suffisamment de matière, elle atteint un stade appelé Chandrasekhar. Dans ce cas, la pression au centre devient très forte, provoquant le début de la fusion et l’explosion de l’étoile dans une supernova thermonucléaire, c’est-à-dire une explosion de supernova.
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