nain blanc

Nous expliquons ce que sont les nains blancs, leurs caractéristiques, leur composition, leur formation, les types et donnent plusieurs exemples

Un nain blanc par rapport à trois planètes

Qu'est-ce qu'une naine blanche?

Ongle nain blanc C'est une étoile dans les dernières phases de son évolution, qui a déjà épuisé tout l'hydrogène de son noyau, ainsi que le carburant de son réacteur intérieur. Dans ces circonstances, l'étoile se refroidit et se contracte de manière étonnamment en raison de sa propre gravité.

Il n'a que la chaleur stockée pendant son existence, donc d'une certaine manière, une naine blanche est comme la grillée qui reste après avoir éteint un feu de joie colossal. Des millions d'années doivent passer avant que le dernier souffle de sa chaleur ne l'abandonne, tournant un objet froid et sombre.

Découverte

Bien qu'il soit maintenant connu pour abonder, ils n'ont jamais été faciles à détecter, car ils sont extrêmement petits.

La première naine blanche a été découverte par William Herschel en 1783, dans le cadre du 40 Système d'étoiles Eridani, dans la constellation d'Eridano, dont la plus brillante étoile est praernar, visible au sud (dans l'hémisphère nord) pendant l'hiver pendant l'hiver. 

40 eridani est formé par trois étoiles, l'une d'entre elles, le 40 eridane à. Il est visible à l'œil nu, mais les 40 Eridani B et 40 Eridani C sont beaucoup plus bas. Le B est une naine blanche, tandis que le C est un nain rouge.

Des années plus tard, après la découverte du système 40 Eridani, l'astronomie allemande. 

Bessel a observé de petites sinuosités dans la trajectoire de Syrien, dont l'explication ne pouvait être que la proximité d'une autre petite étoile. Cela s'appelait Syrien B, environ 10 000 fois moins brillant que la splendeur syrienne.

Il s'est avéré que Syrien B était si ou plus petit que Neptune, mais avec une densité incroyablement élevée et une température de surface de 8000 K. Et puisque le rayonnement syrien B correspond au spectre blanc, il est devenu connu sous le nom de "nain blanc".

Et à partir de là, chaque étoile avec ces caractéristiques est appelée que, bien que les nains blancs puissent également être rouges ou jaunes, car ils ont une variété de températures, les blancs étant les plus courants.

Caractéristiques des nains blancs

À ce jour, quelque 9000 étoiles cataloguées sous forme de nain blanc. Comme nous l'avons dit, ils ne sont pas faciles à découvrir en raison de leur faible luminosité.

Il y a pas mal de naines blanches dans le quartier du soleil, beaucoup d'entre elles découvertes par les astronomes G. Kuyper et W. Luyten au début du 20e siècle. Par conséquent, ses principales caractéristiques ont été étudiées avec une relative facilité, selon la technologie disponible. Les plus remarquables sont: 

• Petite taille, comparable à une planète.
• Haute densité.
• Faible luminosité.
• Températures entre 100000 et 4000 K.
• Ils ont un champ magnétique.
• Ils ont une atmosphère d'hydrogène et d'hélium.
• Champ gravitationnel intense.
• Peu de perte d'énergie par rayonnement, c'est pourquoi ils refroidissent très lentement.

Petites radios

Grâce à la température et à la luminosité, il est connu que leurs radios sont très petites. Un nain blanc dont la température de surface est similaire à celle du soleil, émet à peine un millième de la luminosité de ce. Par conséquent, la surface naine doit être très petite.

Syrien B et la planète Vénus ont environ le même diamètre. Tagized [CC BY-SA 4.0 (https: // CreativeCommons.Org / licences / by-sa / 4.0)]

Couleur blanche

Cette combinaison à haute température et cette petite radio font que l'étoile a l'air blanche, comme mentionné ci-dessus. 

Structure

Quant à sa structure, on suppose qu'ils ont un noyau solide de nature cristalline, entourée de matière dans un état gazeux. 

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Cela est possible en raison des transformations successives qui se déroulent dans le réacteur nucléaire d'une étoile: de l'hydrogène à l'hélium, au carbone et au carbone à des éléments plus lourds. 

C'est une réelle possibilité, car la température dans le noyau du nain est suffisamment faible pour exister un noyau solide.

En fait, une naine blanche qui a été récemment découverte a un noyau de diamant de 4000 km de diamètre, situé dans la constellation d'Alfa Centauri, 53 années-lumière de la Terre.

Densité

La question de la densité des nains blancs a provoqué une grande consternation chez les astronomes de la fin du dix-neuvième et du début de la vingtaine. Les calculs indiquaient des densités très élevées.

Une naine blanche peut avoir une masse allant jusqu'à 1,4 fois par rapport à celle de notre soleil, comprimée à une taille comme celle de la terre. De cette façon, sa densité est un million de fois plus grande que celle de l'eau et c'est précisément ce qui soutient le nain blanc. Comment est-ce possible?

La mécanique quantique indique que les particules telles que les électrons ne peuvent occuper que certains niveaux d'énergie. Il existe également un principe qui limite la disposition des électrons autour du noyau atomique: le principe d'exclusion de Pauli. 

Selon cette propriété de la matière, pour deux électrons, il est impossible d'avoir le même état quantique dans le même système. Et en outre, en matière ordinaire, tous les niveaux d'énergie autorisés ne sont généralement pas occupés, seuls certains sont.

Cela explique pourquoi les densités des substances terrestres sont à peine de l'ordre de quelques grammes par centimètre cube.

Matter dégénéré

Chaque niveau d'énergie occupe un certain volume, de sorte que la région qui occupe un niveau ne chevauche pas celle d'un autre. De cette façon, deux niveaux avec la même énergie peuvent coexister sans problème, tant qu'ils ne se chevauchent pas, car il y a une force de dégénérescence qui l'empêche. 

Cela crée une sorte de barrière quantique qui limite la contraction de la matière dans une étoile, originaire d'une pression qui compense l'effondrement gravitationnel. Ainsi l'intégrité du nain blanc est maintenue.

Pendant ce temps, les électrons remplissent toutes les positions d'énergie possibles, remplissant rapidement le plus bas et ne sont disponibles que ceux d'une plus grande énergie. 

Dans ces circonstances, avec tous les États énergétiques occupés, la question est dans un état que la physique est appelée État dégénéré. C'est l'état de densité maximale possible, selon le principe de l'exclusion. 

Mais comme l'incertitude dans la position △ x x des électrons est minime, en raison de la haute densité, par le principe d'incertitude de Heisenberg, l'incertitude au moment linéaire:

△ x △ p ≥ ћ / 2

Où ћ est h / 2π, étant la constante de la place. Ainsi, la vitesse des électrons est proche de la vitesse de la lumière et augmente la pression qu'ils exercent, car les collisions augmentent également. 

Cette pression quantique, appelée Pression de fermi, est indépendant de la température. C'est pourquoi une naine blanche peut avoir de l'énergie à n'importe quelle température, y compris le zéro absolu.

Évolution des nains blancs

Grâce aux observations astronomiques et aux simulations informatiques, la formation d'une étoile typique comme notre soleil est réalisée comme suit:

• En premier lieu, les gaz cosmiques et la poussière abondants en hydrogène et en hélium se condensent grâce à la gravité, pour donner naissance à Protoestrella, un jeune objet étoile. Le Protoestrella est une sphère en contraction rapide, dont la température augmente progressivement au cours des millions d'années.
• Une fois qu'une masse critique est atteinte et avec l'augmentation de la température, le réacteur nucléaire à l'intérieur de l'étoile est allumé. Lorsque cela se produit, la fusion d'hydrogène commence et l'étoile est incorporée dans l'appel Séquence principale.
• Après le temps, l'hydrogène du noyau est épuisé et l'allumage de l'hydrogène des couches les plus externes de l'étoile commence, ainsi que celle de l'hélium dans le noyau.
• L'étoile se dilate, augmentant brillamment, diminuant sa température et devenant rouge. C'est la phase de géant rouge.
• Les couches les plus externes de l'étoile se détachent grâce au vent stellaire et forment un nébuleuse planétaire, Bien qu'il n'y ait pas de planètes. Cette nébuleuse entoure le noyau de l'étoile (beaucoup plus chaud), qui épuisait la réserve d'hydrogène commence à brûler l'hélium pour former des éléments plus lourds.
• La nébuleuse se dissipe et le noyau est en noyau de contraction de l'étoile d'origine, qui devient un nain blanc. Bien que la fusion nucléaire ait cessé malgré le matériel, l'étoile a toujours une réserve de chaleur incroyable, qui émet très lentement par rayonnement. Cette phase dur pendant longtemps (environ 10^dix années, âge estimé de l'univers).
• Une fois froid, la lumière émise disparaît complètement et la naine blanche devient un Nain noir.

Peut vous servir: plan inclinéLe cycle de vie des étoiles. Source: Wikimedia Commons. R.N. Bailey [CC par 4.0 (https: // CreativeCommons.Org / licences / par / 4.0)]

L'évolution du soleil

Très probablement, notre soleil, en raison de ses caractéristiques, passent par les étapes décrites. À l'heure actuelle, le soleil est une étoile adulte qui est dans la séquence principale, mais toutes les étoiles l'abandonnent à un moment donné, tôt ou tard, bien que la majeure partie de sa vie y passe.

Ils auront plusieurs millions d'années pour entrer dans la prochaine étape du géant rouge. Lorsque cela se produit, la Terre et les autres planètes intérieures seront englouties par le soleil croissant, mais d'abord, il est sûr que les océans se sont évaporés et que la terre est devenue un désert.

Toutes les stars ne passent pas par ces étapes. Cela dépend de sa masse. Ceux qui sont beaucoup plus massifs que le soleil a une fin beaucoup plus spectaculaire car ils finissent comme des supernovas. Le reste dans ce cas peut être un objet astronomique particulier, comme un trou noir ou une étoile à neutrons.

Limite de Chandrasekhar

En 1930, un astrophysicien hindou de seulement 19 ans, appelé Subrahmanyan Chandrasekhar, a déterminé l'existence d'une masse critique dans les étoiles. 

Une étoile dont la masse est en dessous de cette valeur critique suit le chemin d'une naine blanche. Mais si sa masse est au-dessus, ses jours se terminent par une explosion colossale. Il s'agit de la limite de Chandrasekhar et équivaut à environ 1.44 fois la masse de notre soleil.

Il est calculé comme suit:

Ici n est le nombre d'électrons par unité de masse, ћ est la constante de planck divisée par 2π, c est la vitesse de lumière dans le vide et g la constante de gravitation universelle.

Cela ne signifie pas que les plus grandes étoiles que le soleil ne peuvent pas devenir des naines blanches. Tout au long de son séjour dans la séquence principale, l'étoile perd continuellement la messe. Il le fait également dans sa scène en tant que géant planétaire rouge et nébuleuse.

D'un autre côté, autrefois transformé en nain blanc, la puissante gravité de l'étoile peut attirer la masse d'une autre étoile proche et augmenter son propre. Surmonter la limite de Chandrasekhar, la fin du nain peut être - et l'autre étoile - n'est pas aussi lente que celle décrite ici. 

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Cette proximité peut redémarrer le réacteur nucléaire éteint et conduire à une formidable explosion de supernova (Supernovas IA).

Composition des nains blancs

Lorsque le noyau d'une étoile s'est transformé en hélium, le carbone et les atomes d'oxygène sont fusionnés.

Et lorsque la réserve d'hélio se termine à son tour, le nain blanc est fondamentalement composé de carbone et d'oxygène, et dans certains cas au néon et au magnésium, à condition que le noyau a une pression suffisante pour synthétiser ces éléments. 

L'étoile A Aquarii est un nain le plus restaurant blanc. Source: NASA via Wikimedia Commons.

Peut-être que le nain est une atmosphère mince d'hélium ou d'hydrogène, car comme la gravité superficielle de l'étoile est élevée, les éléments lourds doivent s'accumuler au centre, laissant le plus léger à la surface. 

Dans certains nains, il y a même la possibilité de fusionner des atomes de néon et de créer des noyaux de fer solides.

Entraînement

Comme nous l'avons dit tout au long des paragraphes précédents, la naine blanche se forme après que l'étoile épuise sa réserve d'hydrogène. Puis il gonfle et se développe puis expulse la matière sous forme de nébuleuse planétaire, laissant le noyau à l'intérieur.

Ce noyau, formé par la matière dégénérée, est ce que l'on appelle une étoile naine blanche. Une fois son réacteur à fusion éteint, il se contracte et se refroidit lentement, perdant avec lui toute son énergie thermique et sa luminosité.

Types de nains blancs

Pour classer les étoiles, y compris les nains blancs, le type spectral est utilisé, ce qui dépend à son tour de la température. Pour nommer les étoiles naines, une capitale D est utilisée, suivie par l'une de ces lettres: a, b, c, o, z, q, x x. Ces autres lettres: P, H, E et V désignent une autre série de caractéristiques beaucoup plus particulières.

Chacune de ces lettres désigne une caractéristique à spectre élevé du spectre. Par exemple, une étoile DA est un nain blanc dont le spectre a une ligne d'hydrogène. Et un DAV nain a la ligne d'hydrogène et, en outre, le V indique qu'il s'agit d'une étoile variable ou pulsante.

Enfin, à la série de lettres, un nombre entre 1 et 9 est ajouté pour indiquer l'indice de température n:

N = 50400 / t. Star efficace

Une autre classification des naines blanches est effectuée en fonction de leur messe:

• Environ 0.5 m de soleil
• Masse moyenne: entre 0.5 et 8 fois m soleil
• Entre 8 et 10 fois la masse du soleil.

Exemples de nains blancs

- Sirio B dans la constellation de Can Mayor, le compagnon de Sirio A, l'étoile la plus brillante des cieux de la nuit. C'est la naine blanche la plus proche de tous.

La source de lumière la plus brillante est syrien B

- Un aquarii est un nain blanc qui émet des impulsions x-raffinement.

Nain blanc dans le système A Aquarii

- 40 Eridani B, 16 années-lumière distantes. Il est observable avec le télescope.

Le système Keid (40 Eridani), vu à partir de la simulation astronomique de Celestia. Source: Henrykus, GFDL, via Wikimedia Commons

- HL Tau 67 appartient à la constellation du Taureau et est une naine blanche variable, la première de sa classe à découvrir.

- DM Lyrae fait partie d'un système binaire et est un nain blanc qui a explosé comme Nova au XXe siècle.

- WD B1620 est un nain blanc qui appartient également à un système binaire. L'étoile compagnon est une étoile pulsante. Dans ce système, il y a une planète qui orbite.

PSR B1620-26, système d'étoiles binaires. Source: Crédit d'illustration: NASA et G. Bacon (STSCI), domaine public, via Wikimedia Commons

- Procyon B, compagnon de Procyon A, dans la constellation de Can Minor.

Le système binaire Procyon, la naine blanche est un petit point à droite. Source: Giuseppe Donatiello via Flickr.

Les références

1. Carroll, B. Une introduction à l'astrophysique moderne. 2e. Édition. Pearson. 
2. Martínez, D. Évolution des étoiles. Récupéré de: Google Books.
3. Olazola, je. Nains blancs. Récupéré de: Telesforo.Aranzadi-zentziak.org.
4. Oster, L. 1984. Astronomie moderne. Éditorial Revered.
5. Wikipédia. Nains blancs. Récupéré de: est. Wikipédia.org.
6. Wikipédia. Liste des nains blancs. Récupéré de.Wikipédia.org.