les naines blanches

Naines blanches froides

Crédit : H. Richer (UBC) et al., WFPC2, HST, NASA

NGC 2440 : le cocon d'une naine blanche

Credit: H. Bond (STScI), R. Ciardullo (PSU), WFPC2, HST, NASA

Comme un papillon, une étoile de type naine blanche commence sa vie en se débarrassant du cocon dans lequel elle était enfermée précédemment. Pourtant, dans cette analogie, le Soleil serait une chenille et la coquille de gaz éjecté serait devenue la plus belle de toute. Le cocon ci-dessus, la nébuleuse planétaire désignée sous le nom de NGC 2440, contient une des plus chaudes naines blanches connues. La naine blanche est visible sous la forme du point brillant près du centre de la photo. Notre Soleil deviendra éventuellement une "naine blanche papillon", mais pas avant 5 milliards d'années. L'image en fausse couleur ci-dessus a été prétraitée par Forrest Hamilton.


La planète, la naine blanche et l'étoile à neutrons
Ici Une planète, une naine blanche et une étoile à neutrons tournent autour l'une de l'autre dans l'amas globulaire géant M 4, à quelque 5600 années-lumière de la Terre. Pour les télescopes optiques, le membre le plus visible du trio est la naine blanche, visible ci-dessus sur une image du télescope spatial Hubble, tandis que l'étoile à neutrons est détectée aux fréquences radio en tant que pulsar. On sait qu'un troisième corps est présent dans le système pulsar/naine blanche et une analyse détaillée des données de Hubble ont indiqué qu'il s'agit bel et bien d'une planète d'environ 2,5 fois la masse de Jupiter. Dans un tel système, la planète est probablement âgée de 13 milliards d'années. Comparativement à notre jeune système solaire de 4,5 milliards d'années et à d'autres planètes identifiées autour d'étoiles proches, ce monde réellement très ancien est de loin la plus vieille planète connue, presque aussi vieille que l'Univers lui-même. Sa découverte dans un tel trio cosmique évolué suggère que la formation de la planète couvre l'âge de l'Univers et que cette planète récemment découverte est probablement une des nombreuses planètes qui se sont formées dans les environs très peuplés des amas globulaires.

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A environ 1600 années-lumière de la Terre, dans un système d'étoiles binaires répondant au doux nom de J0806, deux naines blanches denses tournent l'une autour de l'autre en 321 secondes. En interprétant les données en rayons-X prises par l'observatoire Chandra, les astronomes pensent que la période orbitale incroyablement courte des étoiles devient de plus en plus courte à mesure qu'elles dessinent des spirales. Même si elles sont séparées d'environ 80 000 km (la distance Terre-Lune est de 400 000 km) les deux étoiles sont condamnées à fusionner. Représentée sur une vision d'artiste, la spirale mortelle de ce remarquable système J0806 est une conséquence de la théorie d'Einstein de la relativité générale qui prévoit que les naines blanches vont perdre leur énergie orbitale en générant des ondes de gravité. En fait, J0806 pourrait être une des plus brillantes sources d'ondes gravitationnelles dans notre galaxie, directement détectable par les futurs instruments de détections d'ondes de gravité installés dans l'espace.

Pourquoi le volume des naines blanches s’arrête de diminuer lorsque ce volume égale une valeur bien déterminée ?
Est-ce que on peut expliquer cette phénomène par principe d’exclusion de Pauli ?

sujet trés informatif. bon choix ami trés explicatif merci

aprés la dilatation des couches externe d'une etoile (super nova) a cause de la haute température provoqueé par les réaction thermonucléaire dans cette etoile a une température bien déterminé il s'agit d'une quantité d'hydrogene non réagit en hélum ce qui donne vie a une naine blanche de volume restant et si tout l'hydrogene réagit alors on parle d'un trous noir..c'est ce que je pense youcef

Asalamou 3alaykom , à la vacances j’ai posé un question la volume des naines blanches et les étoiles à neutrons.
voici la réponse:
les étoiles à neutrons comme leurs nom sont constituent des neutrons et les naines blanches sont constituent des électrons. Et comme les électrons et les neutrons sont des fermions sont donc obéissent au loi quantique qui s’appelle principe d ‘exclusion de Pauli et qui il s’applique seulement sur les fermions.
Ce principe dit que on peut pas mais deux fermions dans même état quantique cad tout simplement ;lorsque on prend un récipient de volume V constant et on remplit ce volume par des fermions la densité des fermions augmente jusqu’à un valeur bien déterminé. Et lorsque la densité atteint ce valeur Max , il devient impossible d’injecter des autres fermions dans le volume ceci due à la valeur de spin qui est ½ entier(Mais contrairement pour les bosons par exemple on peut mettre un nombre infini dans volume constante). On peut expliquer ce principe autrement , dans ce cas on prend le nombre de fermions constant mais la volume est déformable, et fait diminuer le volume progressivement donc la densité suivie la même variation que la précédent donc à le volume diminue jusqu’à un valeur bien déterminée augmente ceci est le cas de deux types étoiles précédents qui ont des nombres de neutrons et des électrons constantes mais des volumes déformables( à cause de gravitation et la diminution de pression de la radiation )au cours de la stade de compression .
Mais ce n’est pas le cas pour trous noires, car la densité n’est pas limitée cad l’astre continue l’effondrement sur lui même jusqu’à la matière devient très très très très compacte de telle sorte une ballon de cette matière qui a un volume comme la ballon de football pèse comme la terre ou de plus de cette matière de ballon de football.
Par quel module on étudiera les trous noires ?

Après ce petit détour théorique, voyons comment le principe d'incertitude intervient dans l'évolution stellaire. Revenons donc à notre étoile en fin de vie. Son noyau vient de s'éteindre et est essentiellement formé de carbone et d'oxygène. Du fait qu'il ne se produit plus de réaction nucléaire, la pression interne qui stabilisait jusque là l'étoile perd en puissance et n'est plus en mesure d'accomplir sa tache. L'étoile commence à s'effondrer sous son propre poids, sa taille diminue et sa densité se met à augmenter fortement.

Arrive un moment où la densité est tellement forte que le principe d'incertitude entre en jeu. Du fait de la compression de la matière, chaque électron est confiné dans un espace minuscule et sa position est en conséquence très bien définie. Mais, d'après la mécanique quantique, le prix à payer est une grande incertitude sur la vitesse de la particule, ce qui n'est possible que si cette vitesse est elle-même grande. Les électrons sont donc animés de mouvements très rapides et leur agitation donne naissance à un nouveau type de force de pression, d'origine purement quantique, appelée la pression de dégénérescence. Celle-ci s'oppose à l'effondrement de l'étoile et rétablit l'équilibre avec la force de gravité. L'étoile est devenue une naine blanche.

Du fait de la forte compression de la matière, les naines blanches sont bien plus petites et denses que les étoiles normales. Leur diamètre moyen est de l'ordre de 10 000 kilomètres, soit une taille similaire à celle de la Terre, mais avec la masse du Soleil. La densité atteint des valeurs phénoménales d'environ une tonne par centimètre cube de matière. Une cuillerée à soupe de la matière d'une naine blanche pèse ainsi plusieurs tonnes. La petite taille est également responsable d'une luminosité très faible. C'est la raison pour laquelle les naines blanches forment un groupe à part dans le diagramme de Hertzsprung-Russel, sous la séquence principale.


Le couple stellaire Sirius A et B à 8,6 années-lumière de la Terre, observé dans les rayons X par le satellite Chandra. Sur cette image, c'est Sirius B qui est l'objet le plus brillant car sa surface, chauffée à une température de 25 000 degrés, émet énormément de rayons X. L'autre point est Sirius A, l'étoile la plus brillante du ciel en lumière visible, mais pratiquement inexistante dans cette longueur d'onde (elle n'apparaît ici qu'à cause de son rayonnement ultraviolet qui n'est pas complètement filtré par Chandra). La structure en forme d'étoile est un effet d'optique dû au télescope. Crédit : NASA/SAO/CXC
Les naines blanches étant peu lumineuses, elles sont très difficiles à détecter, sauf lorsqu'elles se trouvent dans le voisinage du Soleil. En 1844, l'astronome allemand Friedrich Bessel se rendit compte que l'étoile la plus brillante du ciel nocturne, Sirius, n'était pas parfaitement fixe dans le ciel, mais oscillait légèrement. Il attribua cet effet à la présence d'une autre étoile, peu lumineuse, dont l'attraction gravitationnelle influençait le mouvement de Sirius. Mais il fallut attendre 1862 pour que l'Américain Alvan Clark, avec de meilleurs moyens d'observation, puisse prendre une image de ce compagnon, Sirius B, la première naine blanche à être observée. Depuis, environ 500 astres de ce type ont été détectés. Ce qui n'est rien comparé au nombre total dans la Galaxie, estimé à une dizaine de milliards.

Fin d'une naine blanche

Une fois notre étoile devenue une naine blanche, sa vie ne sera plus marquée que par quelques changements mineurs. Puisque l'astre n'a plus de source d'énergie, sa température et sa luminosité baissent. Sa couleur passe du blanc au rouge, puis, après quelques milliards d'années, elle n'émet plus que très faiblement dans le domaine visible. Elle devient alors une naine noire. La structure interne change également avec le temps. Après l'effondrement, les particules sont très énergétiques, les ions de carbone et d'oxygène peuvent se mouvoir librement. Mais avec la baisse de la température, ces ions perdent leur liberté et s'arrangent pour former un réseau cristallin. Les électrons, quant à eux, continuent de se déplacer librement à des vitesses proches de celle de la lumière. Enfin, la taille de l'étoile, elle, ne change plus car la pression de dégénérescence est indépendante de la température et peut donc soutenir l'astre pour toujours.

Toutes les naines blanches n'ont pas les mêmes dimensions. Plus elles sont massives, plus la pression et la densité requises pour résister à la gravité sont grandes, donc plus leur taille est réduite. Mais la pression de dégénérescence des électrons ne peut pas supporter une masse arbitrairement grande. L'astrophysicien indien Subrahmanyan Chandrasekhar, en étudiant ces étoiles sur le plan théorique dans les années 1930, mit en évidence qu'elles n'étaient capables de résister à l'effondrement que si leur masse était inférieure à 1,4 fois celle du Soleil. En tenant compte des pertes de matière par vent stellaire, cela signifie qu'une étoile de la séquence principale ne peut atteindre le stade de naine blanche que si sa masse est inférieure à environ huit fois celle du Soleil. Nous verrons plus loin ce qui se produit au-dessus de cette limite.

salut tout le monde!!!je suis ancienne et une des premiers membres du forum c'est vrai mais je sais que vous avez remarqué mon absence prolongé!!!je suis désolée mais la 9ème ça se respecte!!!lool!!
je crains que ma participation ne soit pas au gout de tout le monde!!!
cher elhou-math je voulais juste te demander de ne plus écrire les articles tels qu'ils sont mais plutôt essaye de résumer et comme ça je pourrais peut être tout lire dans le moins de temps possible car c'est compté internet pour moi ou bien si un article t'as plu ce serais facile de mettre le lien comme ça les autres pourront chercher plus et en savoir plus sur les autres sites existants
pour ceux qui ont soif des site voilà celui d'où le cher elhou-math a pris son article:
http://www.astronomes.com/c3_mort/p313_naines.html
d'ailleurs je ne parle pas que pour vous mais j'ai remarqué que la plupart des membres ici sont trop fatigués pour lire et résumer les articles q"'ils lisent donc si c'est votre cas-à tous ceux qui lisent ceci-mettez le lien du site plutôt que "voler" (même si c'est pas le bon terme à utiliser)les articles des sites que dé gens ont eux du mal à écrire!!!!

mais merci quand même!!!

chère fifi l'article que j'ai posté se trouve dans universalis encyclopédies qui est installé sur mon ordinateur ,????c'est pas de l'internet que je l'ai pris ...mais en tous cas tu peut l'acheter sur 1 dvd et bénéficier de ces informations..