Naine Blanche : le futur du Soleil

Comme promis dans mon article sur les étoiles, il est temps de commencer notre série sur les différents types de morts des étoiles. Et quoi de mieux pour commencer que la naine blanche ? 

En effet, c’est la première forme sous laquelle une étoile va « mourir ». C’est sous cette configuration que les plus petites d’entre elles vont mourir. 

On parle ici des astres dont la masse est inférieure à environ 10 masses solaires. Vous l’aurez compris, notre Soleil va donc « mourir » en se transformant en naine blanche. 

Si vous voulez savoir exactement comment, restez jusqu’à la fin, je vous dis tout sur la fin de notre étoile !

Par ailleurs, on estime que 96 % des étoiles de notre Voie lactée devraient finir leur vie ainsi.

Bon, c’est bien, maintenant on sait que la plupart des étoiles vont donner des naines blanches. Mais au fait, c’est quoi une naine blanche ? 

Allons tout de suite découvrir ce qui se cache derrière ce joli nom ! 

Forme d’une naine blanche

Lors de sa mort, une étoile expulse la matière qu’elle contient sur ses couches superficielles. Elle perd donc une grande partie de sa masse. 

Pour le Soleil, on estime qu’il se délestera d’entre un et deux tiers de sa masse lors de sa mort. 

Ainsi, une naine blanche possède une masse équivalente à celle de notre Soleil en moyenne. 

Il existe d’ailleurs une limite dont je vous ai parlé dans mon article sur les étoiles : la limite de Chandrasekhar. Elle est située à 1,44 masse solaire et correspond à la masse maximale que pourra posséder une naine blanche. 

Il se passe quoi si une naine blanche fait plus de 1,44 M_☉(symbole pour la masse solaire) ? Patience, je répondrais à cette question dans la suite de cet article. 

Pour l’instant, restons sur la forme des naines blanches si vous le voulez bien. Enfin non, pas si vous le voulez bien, c’est moi qui écrit donc de toute façon c’est moi qui décide ! 

Une naine blanche possède un volume similaire à celui de la Terre. Sa densité est donc extrêmement élevée. 

Pour être plus précise, sa masse volumique est d’environ une tonne par centimètre cube. Soit plusieurs dizaines de milliers de fois plus importante que celle de n’importe quel matériau que l’on trouve sur Terre. 

Euh, c’est quoi la masse volumique ? 

La masse volumique 

Il s’agit d’une unité de mesure de la masse d’un corps par unité de volume. L’eau par exemple, possède une masse volumique d’environ 1 kg/L (1 kg.L^-1). Cela signifie tout simplement qu’un litre d’eau pèse un 1 kg. 

Et pour aller plus loin, on calcule la densité d’un corps en comparant sa masse volumique à celle de l’eau. 

Un corps dit dense possèdera une masse volumique plus élevée que celle de l’eau. Par conséquent, il coulera si on le place dans un récipient rempli d’eau. Inversement, si un corps a une masse volumique inférieure à celle de l’eau, et donc une densité faible, il flottera. 

Pour ceux qui n’auraient pas encore compris, non, une naine blanche ne flotte pas si vous la mettez dans une piscine ! 

Voilà pour la forme, intéressons-nous maintenant à ses autres caractéristiques. 

Autres caractéristiques 

Une naine blanche comme son nom l’indique nous apparaît blanche. Voilà, c’est fini ! 

Nan, je plaisante évidemment. 

Cette couleur est due comme je vous le disais à sa température. En effet, malgré l’arrêt de la nucléosynthèse, cette dernière reste élevée pendant une longue période. 

On estime que cette température est de l’ordre de 100 000 Kelvin à la naissance de la naine blanche. Elle décroit ensuite lentement jusqu’à l’extinction totale de l’étoile, sa « vraie mort ». 

Bon, maintenant on sait ce que vont devenir la plupart des étoiles de notre Voie lactée. Mais comment passe-t-on d’un astre comme le Soleil à une naine blanche concrètement ? 

Passage de la vie à la mort 

Évidemment, la mort d’une étoile ne se fait pas en un claquement de doigts. De nombreux processus interviennent entre le moment où une étoile commence à mourir, et le moment où elle s’est totalement transformée en naine blanche. 

En réalité, un astre comme le Soleil passera d’abord par un stade nommé géante rouge.

Géante rouge 

Vous vous souvenez, je vous ai dit qu’une étoile consommait de l’hydrogène afin d’accomplir la fusion nucléaire. 

Eh bien, au cours de sa séquence principale, que l’on pourrait comparer à l’âge adulte chez nous, une étoile fusionne uniquement l’hydrogène présent dans son noyau. 

Et une fois que cet hydrogène est consommé, elle va commencer à s’attaquer à l’hydrogène situé sur ses couches externes. C’est à partir de ce moment que l’étoile quitte la séquence principale pour devenir une géante rouge. 

En effet, lorsque l’astre débute la fusion des atomes qui se trouvent non plus en son cœur, mais à sa périphérie, l’énergie libérée par ces réactions n’a plus à compenser la masse totale de l’étoile, mais uniquement celle de sa surface. 

Cette énergie n’annule donc plus simplement la gravitation, elle lui est supérieure. L’étoile commence ainsi à s’étendre sous l’effet de l’énergie libérée par ce nouveau type de fusion. 

La superficie de l’astre se développe jusqu’à ce que celui-ci atteigne une taille jusqu’à cent fois supérieure à sa taille initiale. 

C’est ce stade que l’on nomme géante rouge. 

Mais avant de se transformer en naine blanche, notre étoile doit encore passer par une étape ! Nous la verrons juste après quelques exemples de géantes.

Exemples de géantes rouges

J’ai choisi de vous présenter trois exemples. Voyons tout de suite le premier. 

Il s’agit d’Arcturus, l’étoile la plus brillante de la constellation du Bouvier. Elle forme avec Spica et Regulus le Triangle du Printemps. 

Arcturus possède un diamètre vingt fois supérieur à celui de notre Soleil et se trouve à 37 années-lumière de lui. Sa température de surface est de 4 300 K environ. 

Si vous souhaitez en apprendre davantage sur elle, je vous invite à aller voir cette vidéo.

La seconde étoile que j’ai choisi de vous présenter est Mira. Mira est une étoile particulièrement intéressante pour nous puisqu’il s’agit en fait d’un système binaire. 

Euh ouais et alors ? Tu nous en as déjà présentés, cela n’a rien d’exceptionnel ! Eh bien si ! Parce que ce n’est pas n’importe quel système binaire.

En effet, Mira se compose de Mira A, une géante rouge, mais également de Mira B qui elle est… Une naine blanche ! 

Mira A tourne donc en quelque sorte autour de son futur ! Ces deux étoiles se situent dans la constellation de la Baleine. 

Enfin, dernier exemple de géante rouge : Aldébaran. Également appelée Alpha Tauri, cette étoile se trouve, vous l’aurez sans doute deviné, dans la constellation du Taureau. 

Il s’agit d’ailleurs de son étoile la plus brillante. 

Aldébaran se situe à 65 années-lumière de nous et est la 13^ème étoile la plus brillante du ciel nocturne. 

Aldébaran possède un diamètre d’environ 45 fois celui du Soleil et une température de 3 900 K.

Comme pour Arcturus, je vous ici le lien vers la vidéo de Laura sur la constellation du Taureau.

Voilà, nous venons de voir quelques exemples, il est temps de passer au stade suivant. 

Nébuleuse planétaire 

Description

Notre étoile est donc une géante rouge, ce qui signifie qu’elle a considérablement gonflé. Mais ce n’est pas fini ! 

En effet, à ce stade, même la gravitation ne pourra plus l’empêcher de grossir. Jusqu’à ce que celle-ci finisse par éjecter lentement tous les atomes fusionnés au cours de sa vie. 

Cette éjection lente de ses couches supérieures laisse le coeur de l’étoile à nu.

Ce phénomène donne ce que l’on appelle une nébuleuse planétaire, comme celle bien connue de l’Anneau (M57 ou encore nébuleuse de la Lyre). 

Je vous laisse un lien vers une vidéo de Laura qui vous explique comment l’observer.

Mais attends… Tu dis que la nébuleuse planétaire est formée par “l’explosion” d’une étoile… Mais alors pourquoi est-ce qu’on parle de nébuleuse “planétaire” ? 

En fait, cette appellation vient tout simplement du fait que les premiers astronomes à les observer pensaient qu’il s’agissait de planètes en raison de leur forme arrondie. 

Ils ne possédaient en effet pas à l’époque de télescopes aussi puissants qu’aujourd’hui. Ils ne distinguaient donc pas bien la nature réelle de ces objets. 

La première à avoir été découverte ainsi est la nébuleuse de l’Haltère ou M27. Charles Messier l’a découverte le 12 juillet 1764. 

Elle est belle n’est-ce pas ?

Conséquence directe

Pour en revenir à notre nébuleuse planétaire, il y a une information importante que vous devez retenir. Je vous ai dit que ce phénomène consistait en l’expulsion des couches supérieures de l’étoile, qui éjecte ainsi des atomes. 

Eh bien, ce sont eux qui, après avoir voyagé dans l’espace, sont arrivés jusque sur la Terre et nous composent. Eh oui, vous et moi sommes faits de poussières d’étoiles ! 

Si vous trouviez que la mort d’une étoile était triste, laissez-moi vous faire oublier cette idée… Sachez que si les étoiles ne mouraient pas, si elles « n’explosaient » pas pour libérer tous les atomes qu’elles ont fusionnés au cours de leur vie, vous n’existeriez pas. 

Eh oui, c’est bien la mort de l’étoile qui permet aux atomes de conquérir l’espace et d’aller former des planètes et des êtres vivants comme nous. Je vous laisse quelques instants pour bien vous imprégner de cette idée. 

Maintenant que vous avez conscience de l’importance de ces astres, et surtout de leur mort, revenons-en à notre naine blanche.

 Il s’agit de ce qu’il reste de la géante rouge après éjection de ses couches superficielles en nébuleuse planétaire. 

Vous connaissez désormais le déroulement du passage de la séquence principale à la naine blanche. À présent, je vous emmène voir quelques exemples de ces dernières !

Quelques exemples 

Sirius B 

Parmi les naines blanches connues, on compte Sirius B. Elle est issue de la constellation du Grand Chien et appartient à un système binaire. 

Eh oui, je suis sûre que vous connaissez l’étoile Sirius ! C’est la plus brillante de la constellation du Grand Chien et l’une des trois étoiles qui forment le Triangle d’Hiver. En effet, avec sa magnitude de -1,5 environ il s’agit de l’étoile la plus brillante du ciel. 

Laura a d’ailleurs consacré une vidéo à la constellation du Grand Chien, dans laquelle elle présente Sirius. 

Par ailleurs, elle n’est située qu’à seulement 8,6 années-lumière de notre Soleil. Cela fait d’elle la cinquième étoile la plus proche de nous. Enfin, oui, mais pas tout à fait…

En fait, ce que l’on voit nous c’est une étoile, mais en réalité il s’agit d’un système binaire. Il se compose de Sirius A, une étoile blanche de la séquence principale (pas encore morte) et de Sirius B. Cette dernière est une naine blanche. 

Mais ce n’est pas n’importe quelle naine blanche ! Non, il s’agit de la première naine blanche à avoir été découverte, en 1862. Passons maintenant au second exemple !

Procyon B 

Il s’agit de Procyon B, également issue d’un système binaire qui appartient cette fois-ci à la constellation du Petit Chien. 

Le système auquel elle appartient est lui aussi très connu, puisqu’il forme avec Sirius et Bételgeuse le Triangle d’Hiver. 

Un peu moins brillante que Sirius, avec une magnitude de 0,4 elle est tout de même la septième étoile la plus brillante. 

Cependant, cette forte luminosité elle l’a doit surtout à Procyon A, une sous-géante jaune. En effet, qui dit système binaire dit deux étoiles. Et Procyon B notre naine blanche tourne autour de Procyon A. 

Par ailleurs, Procyon est également assez proche puisqu’elle se situe à seulement 11,4 années-lumière de nous. 

Si vous souhaitez en apprendre davantage sur Procyon et la constellation du Petit Chien, c’est par ici !

Tu nous as dit que quand une étoile mourait elle donnait une naine blanche.Mais alors elle ne disparait jamais vraiment ? Eh bien si, et c’est ce que nous allons voir de suite ! 

Devenir d’une naine blanche 

Une fois devenue naine blanche, l’étoile va continuer son lent et inexorable refroidissement. Et ce jusqu’à ce qu’elle soit trop froide pour émettre de la lumière. 

Lorsque l’astre ne produit plus aucun rayonnement visible, on parle de naine noire. Mais ce refroidissement est long, extrêmement long. À tel point que son résultat n’a encore jamais pu être observé. 

En effet, notre Univers vieux de seulement 13,7 milliards d’années (je vous laisse rire devant le « seulement »…) n’est pas suffisamment âgé pour que l’on puisse observer des naines noires. Tout simplement parce que ces dernières mettent des dizaines de milliards d’années à se former à partir de naines blanches. 

Vous et moi serons donc malheureusement morts depuis longtemps lorsque la première naine blanche donnera une naine noire. 

Mais rassurez-vous, vous ne manquerez pas grand-chose puisqu’étant donné l’absence de rayonnement lumineux, le diamètre très petit et la très faible température du rayonnement thermique de la naine noire, il sera extrêmement difficile d’en détecter une. 

Vous l’aurez donc compris, les étoiles vont mourir et s’éteindre, mais ce sort ne les attend pas tout de suite ! Elles ont encore une très belle vie devant elles ! 

Dernière petite information avant de clore cette partie ! 

Lorsque l’Univers sera vieux de 100 000 milliards d’années (10 000 fois son âge actuel), presque toute la matière observable sera contenue dans les naines blanches. Le reste se trouvera dans les étoiles à neutrons, les trous noirs et quelques naines rouges, principalement. 

Voilà, il est temps de passer à quelques explications promises en début d’article…

Dépassement de la limite de Chandrasekhar 

Vous vous en souvenez peut-être, je vous ai annoncé que je répondrais à une question…

En effet, je vous ai dit qu’une naine blanche ne pouvait pas posséder une masse supérieure à 1,44 masse solaire, plutôt précis comme limite non ? 

Mais alors que se passe-t-il si une naine blanche, par un quelconque phénomène, dépasse cette limite de masse ? Parce que non les astres ne sont pas parfaitement contrôlés par des lois mathématiques qui les empêchent de dépasser certaines limites. 

Il est donc possible, dans le cas d’un système binaire par exemple, qu’une naine blanche absorbe de la matière environnante. En effet, vous vous souvenez, dans mon article sur les étoiles, je vous parlais des étoiles variables. 

Parmi ces étoiles, certaines le sont parce qu’elles font partie d’un système binaire dans lequel l’une des étoiles “arrache” de la matière à l’autre. Eh bien, dans ce cas de figure, une naine blanche peut absorber de la matière augmentant ainsi sa masse. 

Mais que se passe-t-il si sa masse dépasse la limite de Chandrasekhar ? La réponse est simple : l’étoile explose sous la forme d’une supernova. 

Mais pas n’importe quelle supernova ! Non, nous verrons qu’il existe deux grands types de supernovae. Mais pour l’heure, revenons à notre naine blanche. 

Celle-ci, en dépassant la limite de Chandrasekhar donne ce que l’on appelle une supernova thermonucléaire. 

Supernova thermonucléaire

Comme nous le verrons dans un prochain article, je ne vais pas m’étendre sur la description d’une supernova.

Sachez simplement que quand une étoile massive s’effondre sur elle-même, la puissance du phénomène fait rebondir la matière sur son coeur. Elle explose ainsi et c’est cela que l’on appelle une supernova.

On différencie les supernovae thermonucléaires des supernovae à effondrement de coeur, provoquées par des étoiles qui donneront des étoiles à neutrons.

Dans ce type de supernovae (thermonucléaires), il ne reste aucun résidu compact au centre du rémanent. La naine blanche disparaît donc complètement ne laissant derrière elle que le magnifique spectacle que constitue un rémanent. 

Avant de clore cet article, il me paraît important de m’arrêter un peu sur la mort du Soleil. Voyons donc ensemble plus en détail comment notre Soleil va mourir. 

Mort du Soleil 

Contexte 

Vous le savez maintenant, notre étoile est à peu près au milieu de sa vie. En effet, âgée de 4,65 milliards d’années, elle devrait sortir de la séquence principale dans environ 5 milliards d’années. 

Je vous ai également dit que, compte tenu de sa faible masse, elle donnerait une naine blanche en s’éteignant. 

Plusieurs questions peuvent alors venir chatouiller votre cerveau. 

En effet, que se passera-t-il lorsque cela se produira ? 

Que deviendront les planètes ? Que deviendra notre Terre ?

Et plus généralement, que deviendra le Système solaire ? 

Mais aussi, une question à laquelle je vais tenter de répondre le mieux possible : comment notre Soleil va-t-il disparaitre ? 

Vous êtes prêts à découvrir avec moi les réponses à certaines de ces questions ? Alors c’est parti ! 

Devenir du Soleil 

Tout d’abord, sachez qu’au fur et à mesure que notre Soleil “vieillit” et qu’il avance dans son cycle de nucléosynthèse, il se réchauffe. Eh oui, ce n’est pas un franc réchauffement, mais petit à petit, les réactions nucléaires augmentent sa température. 

Ainsi, les scientifiques estiment que dans quelques centaines de millions d’années, la chaleur du Soleil provoquera l’évaporation de nos océans. 

Donc, si nous n’avons pas déjà provoqué notre propre disparition avec le réchauffement climatique et notre inconscience de la gravité de ce phénomène, notre vie sur Terre sera impossible. 

Par conséquent, avant même d’aller plus loin dans l’évolution du Soleil, on peut noter que nous n’aurons pas à nous soucier du devenir du Soleil. 

En effet, le Soleil peut grossir en nous engloutissant, ou bien disparaître cela nous fera une belle jambe puisque sans eau pas de vie. 

Maintenant que vous avez bien conscience de cette information, continuons notre voyage. Après tout, ce n’est pas parce que nous ne sommes plus là pour le voir que l’Univers ne continue pas de tourner. 

La fin du Soleil

Le Soleil donc continuera de se réchauffer lentement tout en continuant ses réactions nucléaires. Comme je vous l’ai déjà expliqué, au bout d’un certain temps, environ 5 milliards d’années en l’occurrence, le Soleil aura consommé presque toutes ses ressources. 

Il entrera alors dans ce que l’on peut appeler le début de la fin. 

Sous l’effet des phénomènes que je vous ai déjà décrits, il gonflera et gonflera encore. Jusqu’à atteindre environ 250 fois le rayon qu’il possède actuellement. 

Vous l’aurez sans doute compris, à ce moment, il engloutira des planètes : Mercure, Vénus et la nôtre. 

Par ailleurs, il ne sera alors plus dans la séquence principale, mais plutôt dans ce que l’on pourrait appeler une pré-retraite. Si vous avez suivi cet article, vous vous doutez qu’il s’agit évidemment du stade de géante rouge. 

Cette étape, relativement courte par rapport à la séquence principale, durera environ 20 millions d’années pour lui. 

À l’issue de ces années, la géante rouge explosera en nébuleuse planétaire. Comme la magnifique nébuleuse de l’Hélice (aussi appelée NGC 7293 ou encore l’Oeil de Dieu), située dans la constellation du Verseau !

Il ne restera alors plus que de notre magnifique Soleil une petite naine blanche.

Pour conclure

Cet article, le premier d’une série sur les types de morts des étoiles, est maintenant terminé. J’espère qu’il vous aura plu et appris des choses. N’hésitez pas à me donner votre avis dans les commentaires. 

Nous avons vu dans cet article ce que devenaient les étoiles d’une masse inférieure à 10 masses solaires. Nous verrons donc dans le prochain ce que deviennent les étoiles ayant une masse supérieure à ces fameuses 10 M_☉. 

En attendant, n’oubliez pas de garder la tête dans les étoiles, vous pourriez voir scintiller de jolies naines blanches ! N’est-ce pas Sirius ? 

Cet article est essentiellement fondé sur des recherches personnelles dans des livres et magazines scientifiques ainsi que des documentaires. Il est néanmoins possible que certaines informations ne soient pas tout à fait exactes ou qu’elles soient incomplètes.

Si vous en voyez, nous tenons à nous excuser et nous serions ravies que vous nous le fassiez savoir dans les commentaires.