Astronomie

Comment la naine blanche peut-elle former de l'oxygène ? (Problème de température)

Comment la naine blanche peut-elle former de l'oxygène ? (Problème de température)

J'ai une question sur les naines blanches et l'oxygène.

J'ai lu dans un livre qu'une température de 100 millions de degrés est nécessaire pour fusionner l'hélium dans le noyau d'une géante rouge. L'hélium fusionne en carbone par le processus triple-alpha.

Il est également écrit qu'après avoir atteint une température de 350 millions de degrés, le noyau d'une géante rouge cesse de dégénérer. Ainsi, le noyau est capable de se dilater et sa température est contrôlée. Le noyau n'atteindra pas une température de plus de 350 millions.

Mais mon professeur a dit qu'une température de 600 millions de degrés est nécessaire pour former de l'oxygène à partir du carbone : le carbone fusionne en néon et par photodésintégration donne de l'oxygène.

Alors, comment peut-il y avoir de l'oxygène dans les naines blanches, si nous n'atteignons pas une température supérieure à 350 millions de degrés ? Par quel processus l'oxygène peut-il être formé dans une géante rouge ?


Une partie de l'oxygène est produite pendant le traitement du cycle CNO de l'hydrogène, en commençant par les noyaux de carbone. L'oxygène est également produit par capture alpha sur les noyaux de carbone à des températures bien inférieures à 350 millions de K.

Ces deux phénomènes se produisent dans et autour du noyau des étoiles de faible masse avant qu'elles ne deviennent des naines blanches. La production de néon n'est pas requise.


Solutions de manuels scientifiques supplémentaires

Horizons : Explorer l'univers (Liste des cours MindTap)

Physique pour les scientifiques et les ingénieurs

Physique pour les scientifiques et les ingénieurs, mise à jour technologique (aucun code d'accès inclus)

Une introduction aux sciences physiques

La nutrition tout au long du cycle de vie (liste des cours MindTap)

Introduction à la chimie : une base

Chimie : principes et réactions

La chimie d'aujourd'hui : chimie générale, organique et biochimie

Chimie générale, organique et biologique

Chimie et réactivité chimique

Comprendre la nutrition (liste des cours MindTap)

Fondements de la géographie physique

Chimie Organique Et Biologique

Biologie : L'unité et la diversité de la vie (Liste des cours MindTap)

Nutrition tout au long du cycle de vie

Chimie pour les élèves-ingénieurs

Chimie pour les élèves-ingénieurs

Nutrition: Concepts and Controversies - Livre autonome (Liste des cours MindTap)


Wagoner, R.V. Astrophys. J. 250, L65–L69 (1981).

Arnett, W.D. Astrophys. J. 253, 785–797 (1982).

Sutherland, P.G. et Wheeler, J.C. Astrophys. J. 280, 282–297 (1984).

Barbon, R., Ciatti, F. et Rosino, L. Astr. Astrophys. 25, 241–248 (1973).

Branche, D. et al. Astrophys. J. 270, 123–139 (1983).

Müller, E. & Arnett, W.D. Astrophys. J. Lett. 261, L109–L115 (1982).

Müller, E. & Arnett, W.D. dans Nucléosynthèse : problèmes et défis (eds Arnett, W. D. & Truran, J. W.) (Université de Chicago, sous presse).

Nomoto, K., Thielmann, F.-K. & Yokoi, K. Astrophys. J. 268, 644–658 (1984).

Woosley, S. E., Axelrod, T. S. & Weaver, T. A. dans Nucléosynthèse stellaire (eds Chiosi, C. & Renzini, A.) (Reidel, Dordrecht, 1984).

Schurmann, S.R. Astrophys. J. 267, 779–794 (1983).

Burstein, D. et Heiles, C. Astrophys. J. 225, 40–55 (1978).

Branche, D. & Bettis, C. Astr. J. 83, 224–227 (1978).

Tammann, G.A. dans Supernovae : un aperçu de la recherche actuelle (eds Rees, M.J. & Stoneham, R.J.) 371-403 (Reidel, Dordrecht, 1982).

Helfand, D.J. dans Supernovae de type I (éd. Wheeler, J.C.) 20-24 (Université du Texas, Austin, 1980).

Nomoto, K. & Tsuruta, S. Astrophys. J. Lett. 250, L19–L23 (1981).


Des observations éclairent davantage l'atmosphère de la naine blanche GD 424

Spectre moyen de la naine blanche GD 424 obtenu avec WHT/ISIS le 26 août 2017. Crédit : Izquierdo et al., 2020.

Les astronomes ont effectué des observations spectroscopiques d'une étoile naine blanche nouvellement détectée connue sous le nom de GD 424. Les résultats de la campagne d'observation fournissent plus d'informations sur l'atmosphère de cet objet. L'étude a été présentée dans un article publié le 23 décembre sur arXiv.org.

Les naines blanches restent des noyaux compacts d'étoiles de faible masse qui ont épuisé leur combustible nucléaire. Bien que leurs atmosphères soient principalement composées d'hydrogène ou d'hélium, entre 25 et 50 pour cent de toutes les naines blanches connues présentent des traces de métaux dans leurs spectres. On suppose que ces métaux proviennent de l'accrétion de corps planétaires perturbés par les marées. Les observations spectroscopiques de naines blanches polluées par des métaux pourraient être un outil essentiel pour mesurer les compositions en vrac des corps parents.

Par conséquent, une équipe d'astronomes dirigée par Paula Izquierdo de l'Université de La Laguna, en Espagne, a effectué des observations spectroscopiques de GD 424, une naine blanche polluée par des métaux, dans l'atmosphère d'hélium, de type spectral DB avec une grande quantité de traces d'hydrogène. À cette fin, ils ont utilisé le spectrographe à dispersion intermédiaire et le système d'imagerie (ISIS) montés sur le télescope William Herschel de 4,2 m (WHT) et le spectromètre d'échelle haute résolution (HIRES) du télescope Keck I de 10 m.

"Nous avons présenté la découverte et l'analyse des abondances chimiques de GD 424, une naine blanche DBA polluée par des métaux avec l'une des plus grandes quantités d'hydrogène à l'état de traces mesurées à ce jour parmi les naines blanches avec des températures similaires", ont écrit les scientifiques dans l'article.

Les chercheurs ont utilisé une méthode hybride pour ajuster les spectres synthétiques, la photométrie d'enquête et les données de la parallaxe Gaia DR2 de l'ESA au spectre optique WHT obtenu, ce qui leur a permis de déterminer les paramètres photosphériques de GD 424. Il a été constaté que la naine blanche a une température efficace d'environ 16 560 K, masse d'environ 0,01 masse solaire, rayon d'environ 0,0109 rayon solaire et âge de refroidissement estimé à environ 215 millions d'années.

En analysant les spectres de WHT et de Keck, l'équipe a identifié 11 métaux dans l'atmosphère de GD 424, à savoir l'oxygène, le sodium, le manganèse, le chrome, le nickel, le silicium, le fer, le magnésium, le titane, le calcium et l'aluminium. Les astronomes ont supposé que la présence de ces éléments était due à l'accrétion d'un corps planétaire sur la naine blanche.

Ils ont ajouté que le GD 424 accrète très probablement des débris rocheux secs à l'état croissant ou stable. Les résultats photométriques ont également permis aux chercheurs d'estimer la composition corporelle des parents.

"La composition estimée du corps parent est cohérente avec les chondrites CI et la Terre en vrac. (. ) La composition du corps parent n'a pas révélé d'excès d'oxygène. Cela suggère que la grande quantité d'hydrogène à l'état de traces est probablement le résultat de la accrétion antérieure de planétésimaux riches en eau », ont conclu les auteurs de l'article.

D'autres observations de GD 424, axées sur la mesure de l'abondance des éléments volatils, sont nécessaires pour mieux comprendre la nature de l'objet parent.


Découverte d'une naine blanche avec une atmosphère d'oxygène presque pur

Image de Sirius A et Sirius B prise par le télescope spatial Hubble. Sirius B, qui est une naine blanche, peut être vu comme une faible piqûre de lumière en bas à gauche de Sirius A, beaucoup plus lumineux. Image : NASA, ESA

Un trio de chercheurs, deux de l'Université fédérale de Rio Grande do Sul et l'autre de l'Universität Kiel, a découvert quelque chose de très unique : une naine blanche dont l'atmosphère est presque entièrement composée d'oxygène. Dans leur article publié dans la revue La science, Kepler de Souza Oliveira, Detlev Koester et Gustavo Ourique décrivent comment ils ont découvert l'étrangeté et proposent quelques idées sur la façon dont elle aurait pu exister. Boris Gänsicke de l'Université de Warwick propose un essai sur le travail de l'équipe dans le même numéro de revue.
Les naines blanches apparaissent, selon les scientifiques, lorsqu'une étoile relativement «petite» manque de carburant, perdant sa couche externe à mesure que l'étoile se rétrécit en raison de la gravité - la force gravitationnelle plus forte entraîne alors généralement l'attraction des éléments les plus lourds vers le noyau en poussant les plus légers, comme l'hélium et l'hydrogène à la surface. Mais cette nouvelle naine blanche est différente, rapportent les chercheurs, au lieu du mélange habituel d'éléments légers à la surface, il n'y a presque rien d'autre que de l'oxygène pur. Surnommée Dox, l'étoile est la première de toute sorte à être observée à avoir une couche externe d'oxygène presque pur.

Un tel phénomène a déjà été prédit, mais la plupart des gens sur le terrain n'ont jamais cru qu'une telle étoile serait jamais observée, c'est donc une surprise pour le membre de l'équipe Gustavo Ourique alors qu'il écrivait des milliers de graphiques simples réalisés à partir de données générées par le Observatoire du Nouveau-Mexique. Ce n'est que lorsque d'autres tests ont été effectués qu'il a été confirmé que le graphique unique qu'il avait trouvé s'est avéré représenter les données de l'étrange naine blanche.

Bien qu'il soit impossible à ce stade de dire avec certitude ce qui a causé la formation d'étoiles uniques, les chercheurs pensent qu'elle est probablement liée à un événement antérieur - ils pensent que Dox a peut-être déjà fait partie d'une paire d'étoiles formant un système binaire, et comme l'autre étoile était à court de carburant, elle serait devenue une géante rouge, qui aurait peut-être pu interagir directement avec son partenaire. Le résultat, selon les chercheurs, aurait pu jeter les bases d'une explosion ultérieure qui a fait perdre à Dox ses autres éléments plus légers, laissant principalement de l'oxygène pur dans sa couche externe.

Les chercheurs ont découvert une étoile naine blanche avec une atmosphère dominée par l'oxygène, un type de naine blanche dont l'existence a été théorisée mais non identifiée à ce jour. La découverte pourrait remettre en question la sagesse des manuels d'évolution stellaire unique et fournir un lien essentiel avec certains types de supernovae découverts au cours de la dernière décennie. En tant qu'étoiles relativement petites (celles de moins de dix fois la masse de notre soleil) vers la fin de leur vie, elles se détachent de leurs couches externes et deviennent des étoiles naines blanches, qui sont très denses. La gravité élevée qui se produit sous une telle densité fait que les éléments les plus légers, tels que l'hydrogène ou l'hélium, flottent à la surface de l'étoile, masquant les éléments plus lourds en dessous. En passant au peigne fin les données du Sloan Digital Sky Survey (SDSS), Souza Oliveira Kepler et al. identifié SDSS J124043.01+671034.68, une naine blanche dont la couche externe d'éléments légers a été retirée, révélant une couche d'oxygène presque pure. Plusieurs théories différentes ont prédit que la couche externe d'une naine blanche peut être décapée, mais l'identification de SDSS J124043.01+671034.68 fournit la première preuve de ce phénomène. Une possibilité est que les interactions avec un compagnon proche dans une étoile binaire ont amené le SDSS J124043.01+671034.68 à découvrir son enveloppe d'oxygène. Une autre possibilité est qu'une impulsion massive de carbone brûlant du centre de l'étoile, imitant vers l'extérieur, a éliminé les éléments les plus légers. Une perspective de Boris Gänsicke fournit un contexte supplémentaire.


La naine blanche très affamée

Les naines blanches sont les vestiges d'une étoile de la séquence principale autrefois vibrante, comme notre Soleil. Mais qu'arrive-t-il aux planètes qui étaient dans ce système solaire après la mort de l'étoile ? Ces dernières années, les astronomes ont observé des métaux inattendus (éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium) dans le spectre des naines blanches, indiquant la destruction et l'accrétion d'une planète dans la photosphère de l'ancienne étoile.

Sans ces métaux, les spectres des naines blanches montrent généralement principalement de l'hydrogène, de l'hélium, du carbone ou de l'oxygène, car les couches externes de l'étoile ont été perdues lorsqu'elles ont été soufflées dans une nébuleuse planétaire à la fin de la vie de l'étoile, révélant le noyau stellaire. Il existe de nombreux types de naines blanches (en fonction des éléments qui apparaissent dans leurs spectres), dont la naine blanche dominée par l'hélium. Si nous observons une naine blanche à l'hélium avec de l'hydrogène supplémentaire dans son spectre, la question naturelle est alors : d'où vient cet hydrogène ? Les astronomes envisagent trois possibilités : l'hydrogène qui reste simplement plus tôt dans la vie de l'étoile, l'hydrogène accumulé à partir d'une source externe (comme le milieu interstellaire ou une planète) ou l'hydrogène extrait des couches plus profondes de l'étoile.

Des recherches antérieures ont examiné un certain nombre de naines blanches et ont découvert que l'hydrogène était presque deux fois plus commun dans les étoiles polluées par les métaux que dans les autres, indiquant que les planètes pourraient être la cause de l'excès d'hydrogène. Une autre étude a confirmé que l'accrétion de la planète contribue à l'hydrogène chez les naines blanches polluées par les métaux en examinant les excès d'oxygène dans leurs spectres. L'oxygène est interprété comme provenant de l'accrétion d'eau, ce qui signifie qu'il y aurait aussi de l'hydrogène accrété !

L'article d'aujourd'hui examine en détail GD 424, une naine blanche à l'hélium polluée par des métaux (avec une grande quantité d'hydrogène !). En étudiant en détail le spectre de cette étoile, les auteurs veulent comprendre l'histoire de la naine blanche accrétive et la composition de la planète détruite.

Tout d'abord : connaissez votre étoile !

En utilisant des observations de spectres et de photométrie du télescope William Herschel à l'Observatorio del Roque de los Muchachos à La Palma, en Espagne, les auteurs ont observé GD 424 et ont découvert qu'il avait « une photosphère dominée par l'hélium avec la présence d'hydrogène et un certain nombre de lignes d'absorption métalliques plus étroites de l'oxygène, du magnésium, du silicium et du calcium. Ils ont d'abord dû utiliser des modèles pour comprendre les propriétés de la photosphère de la naine blanche, comme la température et la gravité de surface. Une fois ceux-ci déterminés, ils ont pu déterminer les abondances des différents métaux observés (voir la figure 1 pour le spectre de GD 424, montrant les raies d'absorption pour différents éléments).

Figure 1 : Spectre de GD 424, montrant une forte absorption d'hélium et d'hydrogène et d'autres caractéristiques d'absorption telles que l'oxygène, le magnésium, le silicium et le calcium. (Figure 1 du document.)

Alors, que se passe-t-il avec cette accrétion alors?

Pour arriver à la composition de la planète accrétée, nous devrons faire quelques hypothèses sur le début de l'accrétion et la vitesse à laquelle l'accrétion se produit. Les auteurs utilisent un modèle simple pour l'accrétion, qui se déroule en trois étapes : l'augmentation de l'accrétion (qui conduit à une augmentation linéaire de l'abondance des métaux), l'accrétion en régime permanent (où les métaux atteignent l'équilibre dans la photosphère) et la diminution de l'accrétion (où les métaux pourriture due à la diffusion et à l'enfoncement dans la naine blanche). Tout cela se résume à un point à retenir : l'abondance de métal dépend de l'équilibre entre l'accrétion (combien va dans la photosphère) et la diffusion/l'enfoncement (combien sort de la photosphère).

Malheureusement, il n'y a pas d'indices évidents sur lequel de ces trois états se trouve l'étoile, les auteurs ont donc testé les trois. Les états croissant et stationnaire semblent tous deux possibles, et impliqueraient une planète similaire à la composition de la Terre mais avec un peu trop de calcium (voir la figure 2 pour des comparaisons de métallicité !). Le taux d'accrétion est parmi les plus élevés observés pour les naines blanches, et il a déjà accrété au moins la masse de l'astéroïde du système solaire 10 Hygeia !

Figure 2 : Abondances de différents métaux (par rapport au silicium) dans le corps planétaire en accrétion près de GD 424, normalisées par rapport à leurs abondances globales sur Terre. Les points bleus plus foncés font référence aux différents modèles. « ss » (cercles) fait référence à l'hypothèse d'accrétion en régime permanent, « is » (triangles) à l'état croissant et « ds » (carrés) à l'état décroissant. Les abondances de certaines parties de la Terre sont présentées à titre de comparaison (cercles et triangles creux), tout comme d'autres naines blanches (points rose clair et bleus). (Figure 8 du papier.)

Une autre pièce intéressante du puzzle consiste à déterminer la quantité d'eau sur cette planète semblable à la Terre. Les auteurs déterminent la teneur en eau en examinant l'excès d'oxygène qui ne peut pas être expliqué avec d'autres minéraux courants, tels que l'oxyde de magnésium (MgO) ou le dioxyde de titane (TiO2). Il s'avère que GD 424 accumule actuellement des débris planétaires secs et rocheux.

D'où venait alors son excès d'hydrogène ?!

Si la planète en cours d'accumulation n'avait pas d'eau, alors d'où vient tout l'excès d'hydrogène ? Eh bien, pour que l'hydrogène apparaisse dans le spectre, il a dû être accrété récemment, après que la naine blanche se soit suffisamment refroidie pour garder l'hydrogène dans la photosphère. Cela signifie que l'hydrogène devait probablement provenir d'un précédent épisode d'accrétion, où une autre planète riche en eau a été détruite, et l'oxygène de cet épisode a disparu simplement parce qu'il se diffuse sur une échelle de temps plus courte.

Maintenant que nous connaissons toutes les pièces, nous pouvons rassembler toute l'histoire : depuis la transition de la séquence principale, GD 424 a mangé toute une planète riche en eau, et maintenant il accumule des débris secs et rocheux d'une autre planète. Qui sait s'il reste quelque chose au menu, mais une chose est sûre : GD 424 est une naine blanche très affamée.


Les atmosphères de naines blanches pourraient contenir les croûtes pulvérisées de leurs planètes mortes

Crédit : Dr Mark A. Garlick

Les astronomes ont mis au point une nouvelle technique pour rechercher des exoplanètes, en recherchant leurs ossements broyés dans l'atmosphère des naines blanches. Et ça marche.

La recherche de planètes en dehors du système solaire, connues sous le nom d'exoplanètes, a une limitation importante : nous ne pouvons trouver que des exoplanètes qui existent actuellement. Mais notre univers existe depuis plus de 13 milliards d'années, et de nombreuses générations de systèmes planétaires se sont succédées dans cette vaste étendue de temps cosmique.

Malheureusement, lorsque les étoiles meurent, elles emportent généralement leurs planètes avec elles. Surtout les étoiles les plus massives, qui meurent en supernovae – ces morts effacent généralement complètement toute planète en orbite. Mais même lorsque des étoiles moins massives comme le soleil meurent, c'est généralement une mauvaise nouvelle pour leurs planètes.

Mais comme l'a souligné un nouveau document de recherche, cela ne supprime pas toutes les preuves du système planétaire de la carte galactique. Si des planètes (ou des noyaux restants de planètes) survivent, elles peuvent occasionnellement se disperser par gravité. Cela ne se produit généralement pas dans les systèmes stables, mais dans l'agonie d'une étoile, tout est possible (gravitationnellement parlant).

Certains de ces objets dispersés peuvent se diriger vers la naine blanche, le noyau restant de l'étoile mère. Cette naine blanche est composée de carbone et d'oxygène presque entièrement purs, entourée d'une enveloppe dense mais mince d'hydrogène et d'hélium. Naturellement, tout objet passant trop près sera déchiré en lambeaux par l'extrême gravité de la naine blanche, les débris remontant à la surface pour se mélanger et se mêler à l'hydrogène et à l'hélium.

Une fois là-bas, tous les éléments de l'objet détruit, comme le lithium et le calcium, peuvent libérer leur propre lumière, donnant une empreinte spectrale que les astronomes peuvent potentiellement repérer. Cependant, la plupart des naines blanches sont trop chaudes et cette lumière surpasse toute contamination. Mais la récente mission Gaia a pu cartographier des dizaines de vieilles naines blanches froides, et les astronomes ont détecté la signature distincte de planètes écrasées dans leurs atmosphères.

Les astronomes ont découvert que l'abondance d'éléments enrichis correspond à ce que nous savons de notre propre système solaire, indiquant que des systèmes planétaires comme le nôtre sont dans l'univers depuis très, très longtemps.


Naines blanches et nébuleuses planétaires

Après qu'une étoile comme le soleil ait épuisé ses combustibles nucléaires, elle perd ses couches externes en tant que "nébuleuse planétaire" et laisse derrière elle le noyau "naine blanche". Les naines blanches sont des étoiles extrêmement petites - ce sont les noyaux des étoiles restantes après qu'elles aient traversé toute leur vie. (de Imagine the Universe, http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/black_holes.html)
Nous montrons l'évolution d'une étoile comme le soleil sur le diagramme H-R (à gauche) et telle qu'elle pourrait apparaître si nous regardions (à droite) (de Jake Simon et Charles Hansen, http://rainman.astro.uiuc.edu/ddr/stellar/index.html). C'est assez ennuyeux car la durée de vie de la séquence principale est très longue (une bonne chose pour nous !). Finalement, l'étoile devient une géante rouge - sa luminosité augmente considérablement, elle gonfle et sa température baisse. Cela ne dure pas longtemps - rapidement, il expulse ses couches externes et son noyau se rétrécit en une naine blanche. Nous la voyons brièvement comme une nébuleuse planétaire, mais le gaz se dissipe et nous terminons par une naine blanche isolée qui se refroidit en perdant son énergie stockée. La barre en bas à gauche indique l'âge de l'étoile.

Une première étape de la perte de masse et de la transformation en nébuleuse planétaire se produit lorsque de minuscules grains de poussière se forment près de la surface de l'étoile et que la pression des photons lumineux sur eux les expulse, entraînant une partie du gaz. Voici une simulation de ce à quoi cela ressemblerait - le diamètre du champ est environ 10 fois la taille de l'orbite de la terre. (de Peter Woitke, http://www.strw.leidenuniv.nl/

Lorsqu'il ne reste que le noyau de la naine blanche de l'étoile, il éclaire la matière qui a été expulsée car la naine blanche est très chaude. Voici une très jeune nébuleuse planétaire, où une grande partie de la structure de la matière qui vient d'être éjectée est encore présente. L'image en lumière visible à gauche montre l'ombrage par un disque, les ondes de perte de masse pulsée et les "projecteurs" de lumière. L'image infrarouge sur la droite montre l'hydrogène moléculaire (rouge) et le matériau plus dense qui façonne les projecteurs visibles.
Nébuleuses planétaires plus anciennes prendre de nombreuses et belles formes. Cependant, ils sont tous créés par des processus similaires. Celui-ci s'appelle Cat's Eye, (Vicent Peris, HST, STScI)
A partir des vitesses de décalage Doppler, la plupart des nébuleuses planétaires ont des âges autour de

La nature des naines blanches

Une fois que les réactions nucléaires cessent, le reste stellaire n'a aucun moyen de contrer la force de gravité et l'intérieur de l'étoile s'effondre. Il ne s'effondre pas pour toujours parce qu'une nouvelle force se développe qui peut résister à la gravité. Cette force est pression électronique. Le matériau d'une naine blanche a été tellement comprimé par gravité que tous les électrons ont été retirés de tous les noyaux atomiques. Les électrons forment un gaz. Les électrons sont comprimés par gravité, mais comme décrit par la mécanique quantique, les électrons finissent par résister à être davantage comprimés. Ainsi arrive quand ils deviennent dégénérés :

Matière dégénérée : Deux électrons ne peuvent pas avoir exactement la même énergie, le même spin, la même position (selon la mécanique quantique), donc lorsque les électrons sont suffisamment comprimés, ils remplissent tous les états d'énergie disponibles. Une matière aussi dense est appelée dégénérée.

Une naine blanche a un diamètre similaire à celui de la Terre et une densité telle qu'une cuillère à café pèse une tonne !

Les modèles de naines blanches peuvent être calculés en utilisant les lois de la mécanique quantique --

Lorsque la masse dépasse 1,4 M, la dégénérescence des électrons n'est plus assez forte pour résister à l'attraction de la gravité et la naine blanche s'effondre brusquement en une étoile à neutrons. (animation de G. Rieke)

Le soleil finira sa vie en naine blanche.

Étoiles à neutrons : Le destin des étoiles avec M>1.4M

Les étoiles massives peuvent perdre de la masse encore plus dramatiquement que pour les nébuleuses planétaires :

Un effondrement supplémentaire est empêché par la pression du "gaz de neutrons", qui se comporte comme de la matière dégénérée d'une manière analogue au comportement des électrons dans les naines blanches.

À la fin des années 1960, les radioastronomes ont découvert un type de source radio qu'ils ont surnommé "pulsars".

1) n'ont généralement pas d'homologues visibles

2) leur sortie radio varie selon un schéma précis et répétitif

3) ils se trouvent dans ou à proximité des restes de supernova

Les pulsars étaient considérés comme extrêmement remarquables lors de leur découverte en raison des périodes extrêmement courtes de leurs variations (allant d'une fraction de seconde à quelques secondes très différentes des périodes de 10 à 1 000 jours pour les variables géantes/supergéantes rouges), et en raison de la extrême constance de leurs périodes --- ce sont des horloges extrêmement précises. Une étoile normale ne pourrait pas varier aussi rapidement et régulièrement, car même à la vitesse de la lumière, elle ne pourrait pas communiquer assez rapidement sur son diamètre ! Les étoiles à neutrons étaient les seuls objets prédits qui pourraient avoir le comportement des pulsars. Le concept est renforcé en notant que si vous imaginez rétrécir une étoile normale avec son

Période de rotation de 20 jours, il accélérerait jusqu'à une échelle de temps semblable à un pulsar s'il était réduit à une taille de seulement 10 km de diamètre.

Plus tard, on a découvert que tout les pulsars ralentissent, mais ralentissent si progressivement que le changement ne peut être détecté qu'en utilisant les horloges atomiques les plus précises. Une autre confirmation vient de l'équivalence de la quantité d'énergie dans le faisceau de particules et de lumière qui s'échappe et la perte d'énergie indiquée par le taux de ralentissement.


Informations sur l'auteur

Affiliations

Département de physique, Université de Warwick, Coventry, Royaume-Uni

M. A. Hollands, P.-E. Tremblay, B. T. Gänsicke, P. Chote, N. P. Gentile-Fusillo, M. J. Hoskin, T. R. Marsh et D. Steeghs

Facultad de Ciencias Astrónomicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata, La Plata, Argentine

M. E. Camisassa et A. H. Córsico

Instituto de Astrofísica de La Plata, UNLP-CONICET, La Plata, Argentine

M. E. Camisassa et A. H. Córsico

Institut für Theoretische Physik und Astrophysik, Université de Kiel, Kiel, Allemagne

Département de physique, Faculté des sciences, Université Naresuan, Phitsanulok, Thaïlande

Département de physique et d'astronomie, Université de Sheffield, Sheffield, Royaume-Uni

Instituto de Astrofísica de Canarias, Tenerife, Espagne

Observatoire européen austral, Garching, Allemagne

Departamento de Astrofísca, Universidad de La Laguna, La Laguna, Espagne

Vous pouvez également rechercher cet auteur dans PubMed Google Scholar

Vous pouvez également rechercher cet auteur dans PubMed Google Scholar

Vous pouvez également rechercher cet auteur dans PubMed Google Scholar

Vous pouvez également rechercher cet auteur dans PubMed Google Scholar

Vous pouvez également rechercher cet auteur dans PubMed Google Scholar

Vous pouvez également rechercher cet auteur dans PubMed Google Scholar

Vous pouvez également rechercher cet auteur dans PubMed Google Scholar

Vous pouvez également rechercher cet auteur dans PubMed Google Scholar

Vous pouvez également rechercher cet auteur dans PubMed Google Scholar

Vous pouvez également rechercher cet auteur dans PubMed Google Scholar

Vous pouvez également rechercher cet auteur dans PubMed Google Scholar

Vous pouvez également rechercher cet auteur dans PubMed Google Scholar

Vous pouvez également rechercher cet auteur dans PubMed Google Scholar

Vous pouvez également rechercher cet auteur dans PubMed Google Scholar

Contributions

M.A.H., P.-E.T. et B.T.G. a dirigé le projet, y compris l'interprétation de WD J0551+4135. M.E.C. ont calculé les modèles intérieurs CO/ONe-core. D.K. a calculé les modèles d'enveloppe et conseillé M.A.H. sur la modélisation atmosphérique. N.P.G.-F. a acquis la courbe de lumière initiale du télescope de Liverpool. A.A., V.S.D. et T.R.M. acquis les courbes de lumière TNT. PC calibré le télescope de Liverpool et les courbes de lumière TNT et leurs spectres d'amplitude. A.H.C. a calculé les propriétés de pulsation de WD J0551+4135 à partir des modèles intérieurs CO/ONe. M.J.H. et P.I. acquis les données spectroscopiques WHT de WD J0551+4135. D.S. a acquis et calibré la photométrie Swift de WD J0551+4135.

Auteur correspondant


Les Naines Blanches et la Limite de Chandrasekhar

Interagissez sur ordinateur, mobile et cloud avec le Wolfram Player gratuit ou d'autres produits Wolfram Language.

Une naine blanche est le vestige d'une étoile de masse de la séquence principale (moins d'environ quatre fois la masse du Soleil) qui a épuisé son combustible hydrogène par fusion en hélium. Une telle étoile s'étendra d'abord pour former une géante rouge en fusionnant l'hélium dans son noyau en carbone et en oxygène par des processus triple-alpha. Une fois que l'étoile aura perdu ses couches externes, éjectant une nébuleuse planétaire, le reste sera composé principalement de carbone et d'oxygène, incapable de nouvelles réactions de fusion. La température de surface est initialement comprise entre 8 000 et 40 000 K, ce qui implique une couleur blanche, d'où la désignation nain blanc. Le champ gravitationnel de la naine blanche provoque l'effondrement d'un corps de la taille de la Terre. Ainsi une masse comparable à celle du Soleil, , est comprimé à un rayon comparable à celui de la Terre, . Un effondrement supplémentaire est résisté par les électrons des atomes de carbone et d'oxygène, qui forment un gaz d'électrons dégénéré suivant une distribution Fermi&ndashDirac. La pression vers l'extérieur des électrons, contrecarrant la compression gravitationnelle, est donc un effet purement quantique, qui peut être attribué au principe d'exclusion.

Parmi les premières naines blanches identifiées, en 1915, figure Sirius B, la compagne de Sirius.

S. Chandrasekhar a proposé en 1931 que dans un vestige stellaire de masse supérieure à environ 1,44 , connu comme le Limite de Chandrasekhar, la gravitation surmonte la pression de dégénérescence des électrons et la naine blanche s'effondre dans une fraction de son volume pour former un étoile à neutrons. Ceci est associé au fait que les électrons proches du niveau de Fermi deviennent ultra-relativistes, avec des énergies approchant l'énergie de repos des électrons . Une étoile à neutrons est également un système quantique fermionique dégénéré de neutrons, dans lequel les noyaux de carbone et d'oxygène s'effondrent. Dans une étoile à neutrons, une masse stellaire est comprimée à un rayon de l'ordre de 10 km. Certaines étoiles à neutrons peuvent émettre des faisceaux de rayonnement électromagnétique, ce qui les rend détectables en tant que pulsars.

On dit parfois que les naines blanches ont des densités de l'ordre de tonnes par cuillère à café, tandis que les étoiles à neutrons ont des densités de milliards de tonnes par cuillère à café (1 tonne, ou tonne métrique, équivaut à 1000 kg).

Si l'étoile restante a une masse dépassant la limite Tolman&ndashOppenheimer&ndashVolkoff d'environ , la combinaison de la pression de dégénérescence et des forces nucléaires devient insuffisante pour soutenir l'étoile à neutrons et elle continue de s'effondrer pour former un trou noir.

Contribution de : S. M. Blinder (avril 2020)
Contenu ouvert sous licence CC BY-NC-SA