Voyons comment le principe d’incertitude intervient dans l’évolution stellaire.
Le noyau de l’étoile en fin de vie vient de s’éteindre et est essentiellement formé de carbone et d’oxygène. Du fait qu’il ne se produit plus de réactions nucléaires, la pression interne qui stabilisait jusque là l’étoile perd en puissance et n’est plus en mesure d’accomplir sa tâche. L’étoile commence à s’effondrer sous son propre poids, sa taille diminue et sa densité se met à augmenter.
Les naines blanches
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.
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, une naine blanche est bien plus petite et dense qu’une étoile normale. Le 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 la valeur phénoménale d’environ une tonne par centimètre cube de matière. Une cuillerée à soupe de la matière d’une naine blanche pèserait ainsi plusieurs tonnes.
La petite taille d’une naine blanche est 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.
Sirius B
Etant peu lumineuses, les naines blanches sont très difficiles à détecter, sauf celles qui 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.
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 photographiée. Depuis, environ 500 corps de ce type ont été détectés, ce qui est très peu comparé au nombre total dans notre Galaxie, estimé à une dizaine de milliards.
La longue vie 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 initial, 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 par contre continuent de se déplacer librement à des vitesses proches de celle de la lumière.
La taille de l’étoile ne change plus car la pression de dégénérescence est indépendante de la température et peut soutenir l’astre pour toujours.
La limite de Chandrasekhar
Toutes les naines blanches n’ont pas la même taille. Plus une naine est massive, plus la pression et la densité requises pour résister à la gravité sont grandes, donc plus la taille finale est faible.
Mais la pression de dégénérescence des électrons ne peut pas supporter une masse arbitrairement grande. Dans les années 1930, l’astrophysicien indien Subrahmanyan Chandrasekhar mit en évidence sur le plan théorique 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 ordinaire de la séquence principale ne peut atteindre le stade de naine blanche que si sa masse avant son effondrement final est inférieure à environ huit fois celle du Soleil.
Mis à jour le 12/04/2024 par Olivier Esslinger