Naine Blanche
Origine des naines blanches
Les naines blanches sont les cadavre des étoiles de masse < 8 à 10 Masses solaires
Reste d'étoiles naines rouges : L'Univers n'est pas encore assez agé pour que des naines rouges soient déjà progénitrices de naines blanches.
Reste d'étoiles de type solaire ayant expulsé une nébuleuse planétaire.
Population des naines blanches
Dans 5 milliards d'années, le Soleil aura épuisé son combustible nucléaire. Après avoir gonflé au point d'englober l'orbite de Mars, il dégonglera pour terminer avec un diamètre équivalent à celui de la Terre. Le Soleil sera alors une naine blanche, la fin programmée pour 98% des étoiles.
A l'inverse les étoiles plus massives, peu nombreuses, termineront leur évolution de manière spectaculaire, sous forme de supernova.
Seulement 3% des étoiles de la Galaxie sont des naines blanches. Pourquoi un si faible pourcentage ? Parce que peu d'entres elles sont arrivées à ce stade.
Masse et densité des naines blanches
La densité des naines blanches est élevée : 1 tonne/cm3 (1 million de fois celle du Soleil).
La masse limite d'une naine blanche (Masse de Chandrasekhar) = 1.43 masse solaire. Au-delà la gravitation l'emporte sur la pression et l'étoile s'effondre en supernova. L'objet résultant est une étoile à neutrons ou un trou noir.
La masse typique d'une naine blanche est de 0.5 à 0.7 Ms
Température des naines Blanches
La température des naines blanches varie de 150 000 K à 4000 K, avec des valeurs typiques allant de 40 000 K à 8 000 K. Compte tenu de l'age de l'Univers, les naines blanches n'ont pas encore eu le temps de refroidir en dessous de ces valeurs.
Taille / Luminosité des naines blanches
A type spectral égal , donc à température égale, elles ont une luminosité bien plus faible qu'une étoile de la séquence principale. Leur luminosité peut varier de 100 fois à 1/ 10 000e de cette du Soleil.
Le rayon d'une naine blanche pour une étoile progénitrice de type solaire est de 6000 km. Leur rayon varie de de 0.08% à 0.02% Rs
Composition des naines blanches
Type spectral DA : Naines blanches de 0.6 à 0.8 Ms, riche en Hydrogène, pauvre en Hélium. Représente 75% des naines blanches observées.
Type spectral DB : De 12 000K à 30 000 K. Naines blanches de 0.3 Ms environ, riche en Hélium neutre
Type spectral DO : De 100 000 K à 45 000 K . Naines blanches riches en Hélium ionisé une fois et pauvre en Hydrogène.
Type spectral DQ : Naines blanches ayant une atmosphère dominée par le Carbone. Plus de 15 000K. 0.1% des naines blanches.
Durée de vie des naines blanches
Les naines blanches rayonnent sur une surface très faible. Elle se refroidissent donc très lentement pendant quelques milliards d'années avant de terminer leur vie en naines brunes froides.
Champ magnétique
Au moins 10% des naines blanches ont un champ magnétique très intense, supérieur à un millions de gauss (10 tesla). Ces étoiles auraient conservé le flux magnétique de surface de leurs progénitrices ?
Etoile à neutrons
Origine des étoiles à neutrons
Cadavre des étoiles de 8 à 20 / 25 masses solaires qui achèvent leur vie en explosion cataclysmique de supernova de type II.
Masse, densité, taille des étoiles à neutrons
L'énergie acquise lors de l'effondrement étant plus important que pour les naines blanches, il conduit à un état encore plus 'écroulé'. Les neutrons se comportent comme un superfluide.
On atteint des densités de l'ordre de 100 millions de tonnes / cm3 !
La masse des étoiles à neutrons est déterminée par la physique quantique. Elle est de 1.4 masses solaires (Masse de Chandrasekhar), avec un rayon de quelques km seulement (10 à 20 Km).
Une vitesse de rotation élevée
Le moment cinétique devant se conserver, comme le rayon de l'astre dimininue du fait de la contraction, la vitesse angulaire augmente nécessairement.
Exemple sur le Soleil : Sa vitesse angulaire est de 10-6. En supposant que son rayon devienne égal à 10 km, sa période de rotation serait de 0.001 seconde. (A.Acker - Astronomie Astrophysique Page 231)
Un champ magnétique énorme
Le rayonnement visible des étoiles à neutron est si faible qu'on ne peut les voir, mais un intense flux radio est émis, dû à l'importance du champ magnétique.
Le champ magnétique atteint des valeurs énormes de 1000 à 10 000 milliards de Gauss.
Pulsar
La plupart des étoiles à neutrons (80%) sont connues sous forme de pulsar.
Les électrons relativistes s'échappent le long des lignes de force sous forme d'un rayonnement synchrotron, du nom des accélerateurs. Ce rayonnement s'échappe par les pôles de l'astre qui balait l'espace à la vitesse de rotation très rapide de l'étoile.
Trou noir stellaire
Les principaux progéniteurs des trous noirs stellaires sont les étoiles Wolf-Rayet
Suivant la masse de l'étoile progénitrice :
Entre 20 et 25 masses solaires la fin de vie de l'étoile massive est incertaine et la supernova peut donner naissance soit à une étoile à neutrons soit à un trou noir stellaire.
Entre 25 à 40 masses solaires, les étoiles n'éjectent pas totalement leur enveloppe externe lors de l'explosition de la supernova. La matière non expulsée interagit avec le coeur neutronique pour former un trou noir stellaire.
Au delà de 40 masses solaires, les étoiles ne passent pas par le stade explosif de supernova. Elles s'effondrent directement en trous noirs stellaires.
Les trous noirs stellaires ont une masse de 3 à 5 Ms. Le trou noir stellaire le plus massif connu a une masse de 14 Ms. La masse des trous noirs est déterminée par la Relativité Générale (Masse de Landau-Oppenheimer-Volkoff).
Les trous noirs stellaires sont observables indirectement par les 'binaires X' serrées, par le transfert de matière qui s'effectue avec leur compagnon. L'energie dégagée par l'échauffement de la matière provoque un fort rayonnement X.
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