Naines blanches : étoiles refroidissantes dans l'univers. Les naines blanches sont un autre mystère de l'Univers

Bessel est arrivé à la conclusion que Sirius devrait avoir un satellite « sombre » invisible et que la période de révolution des deux étoiles autour d'un centre de masse commun devrait être d'environ 50 ans. Le message a été accueilli avec scepticisme, car le satellite sombre restait inobservable et sa masse aurait dû être assez grande - comparable à la masse de Sirius.

Paradoxe de densité

«Je rendais visite à mon ami... le professeur E. Pickering en visite d'affaires. Avec sa gentillesse caractéristique, il proposa d'obtenir les spectres de toutes les étoiles que Hincks et moi observâmes... en vue de déterminer leurs parallaxes. Ce travail apparemment routinier s'est avéré très fructueux : il a conduit à la découverte que toutes les étoiles de très petite magnitude absolue (c'est-à-dire une faible luminosité) ont une classe spectrale M (c'est-à-dire une température de surface très basse). Si je me souviens bien, en discutant de cette question, j'ai interrogé Pickering sur d'autres étoiles faibles..., mentionnant en particulier 40 Eridani B. De sa manière caractéristique, il a immédiatement envoyé une demande au bureau de l'Observatoire (de Harvard), et on lui a rapidement répondu (je pense de la part de Mme Fleming) que le spectre de cette étoile était A (c'est-à-dire une température de surface élevée). Même à l’époque paléozoïque, j’en savais suffisamment sur ces choses pour me rendre compte immédiatement qu’il existait un écart extrême entre ce que nous appellerions alors les valeurs « possibles » de luminosité et de densité de la surface. Apparemment, je n'ai pas caché que j'étais non seulement surpris, mais littéralement étonné par cette exception à ce qui semblait être une règle tout à fait normale pour les caractéristiques des étoiles. Pickering m'a souri et a déclaré : « Ce sont précisément ces exceptions qui conduisent à l'expansion de nos connaissances » - et les naines blanches sont entrées dans le monde étudié.

La surprise de Russell est tout à fait compréhensible : 40 Eridani B fait référence à des étoiles relativement proches, et à partir de la parallaxe observée, on peut déterminer assez précisément la distance qui les sépare et, par conséquent, la luminosité. La luminosité de 40 Eridani B s'est avérée anormalement faible pour sa classe spectrale : les naines blanches formaient une nouvelle région sur le diagramme H-R. Cette combinaison de luminosité, de masse et de température était incompréhensible et ne pouvait pas être expliquée dans le modèle standard de séquence principale de structure stellaire développé dans les années 1920.

La forte densité des naines blanches est restée inexpliquée dans le cadre de la physique et de l'astronomie classiques et n'a été expliquée que dans le cadre de la mécanique quantique après l'avènement des statistiques de Fermi-Dirac. En 1926, Fowler, dans son article « Dense Matter » ( « Sur la matière dense », Notices mensuelles R. Astron. Soc. 87, 114-122) a montré que, contrairement aux étoiles de la séquence principale, pour lesquelles l'équation d'état est basée sur le modèle des gaz parfaits (modèle standard d'Eddington), pour les naines blanches, la densité et la pression de la matière sont déterminées par les propriétés du gaz électronique dégénéré (gaz de Fermi ).

L'étape suivante dans l'explication de la nature des naines blanches fut le travail de Yakov Frenkel et Chandrasekhar. En 1928, Frenkel a souligné qu'il devrait y avoir une limite supérieure à la masse des naines blanches, et en 1931 Chandrasekhar dans son ouvrage "La masse maximale d'une naine blanche idéale" ( « La masse maximale des naines blanches idéales », Astroph. J. 74, 81-82) a montré qu'il existe une limite supérieure aux masses des naines blanches, c'est-à-dire que ces étoiles dont la masse dépasse une certaine limite sont instables (limite de Chandrasekhar) et doivent s'effondrer.

Origine des naines blanches

La solution de Fowler expliquait la structure interne des naines blanches, mais ne clarifiait pas le mécanisme de leur origine. Deux idées ont joué un rôle clé dans l'explication de la genèse des naines blanches : l'idée de l'astronome Ernst Epic selon laquelle les géantes rouges se forment à partir d'étoiles de la séquence principale à la suite de l'épuisement du combustible nucléaire, et l'hypothèse de l'astronome Vasily Fesenkov, faite peu après la Seconde Guerre mondiale, les étoiles de la séquence principale devraient perdre de la masse, et cette perte de masse devrait avoir un impact significatif sur l'évolution des étoiles. Ces hypothèses ont été complètement confirmées.

Réaction triple hélium et noyaux isothermes des géantes rouges

Au cours de l'évolution des étoiles de la séquence principale, l'hydrogène « s'éteint » - nucléosynthèse avec formation d'hélium (voir cycle de Bethe). Un tel épuisement conduit à l'arrêt de la libération d'énergie dans les parties centrales de l'étoile, à la compression et, par conséquent, à une augmentation de la température et de la densité dans son noyau. Une augmentation de la température et de la densité dans le noyau stellaire conduit à des conditions dans lesquelles une nouvelle source d'énergie thermonucléaire est activée : la combustion de l'hélium (triple réaction de l'hélium ou processus triple alpha), caractéristique des géantes rouges et des supergéantes.

À des températures de l'ordre de 10 8 K, l'énergie cinétique des noyaux d'hélium devient suffisamment élevée pour franchir la barrière coulombienne : deux noyaux d'hélium (4He, particules alpha) peuvent fusionner pour former un isotope instable du béryllium :

La plupart du 8 Be se désintègre à nouveau en deux particules alpha, mais lorsque le 8 Be entre en collision avec une particule alpha de haute énergie, un noyau stable de carbone 12 C peut se former :

+ 7,3 MeV.

Malgré la très faible concentration d'équilibre de 8 Be (par exemple, à une température de ~10 8 K le rapport de concentration [ 8 Be]/[ 4 He] ~10 −10), le taux est tel triple réaction à l'hélium s'avère suffisant pour atteindre un nouvel équilibre hydrostatique dans le noyau chaud de l'étoile. La dépendance de la libération d'énergie avec la température dans la réaction ternaire de l'hélium est extrêmement élevée, par exemple, pour la plage de température ~1-2·10 8 K, la libération d'énergie est :

où est la concentration partielle d'hélium dans le noyau (dans le cas considéré de « burn-out » d'hydrogène, elle est proche de l'unité).

Il convient cependant de noter que la réaction triple hélium se caractérise par une libération d'énergie nettement inférieure à celle du cycle de Bethe : en termes de masse unitaire la libération d'énergie lors de la « combustion » de l'hélium est plus de 10 fois inférieure à celle lors de la « combustion » de l'hydrogène. À mesure que l'hélium brûle et que la source d'énergie dans le noyau est épuisée, des réactions de nucléosynthèse plus complexes sont possibles. Cependant, d'une part, de telles réactions nécessitent des températures de plus en plus élevées et, d'autre part, la libération d'énergie par unité de masse dans de telles réactions diminue à mesure que la masse massique est réduite. augmente le nombre de noyaux qui réagissent.

Un facteur supplémentaire apparemment influençant l'évolution des noyaux de géantes rouges est la combinaison de la sensibilité élevée à la température de la réaction triple de l'hélium et des réactions de fusion de noyaux plus lourds avec le mécanisme refroidissement des neutrinos: à des températures et des pressions élevées, les photons peuvent être diffusés par les électrons avec formation de paires neutrino-antineutrino, qui emportent librement l'énergie du noyau : l'étoile leur est transparente. La vitesse de ceci volumétrique refroidissement des neutrinos, contrairement au refroidissement classique superficiel Le refroidissement des photons n'est pas limité par les processus de transfert d'énergie de l'intérieur d'une étoile vers sa photosphère. À la suite de la réaction de nucléosynthèse, un nouvel équilibre est atteint dans le noyau stellaire, caractérisé par la même température centrale : noyau isotherme(Fig.2).

Dans le cas des géantes rouges de masse relativement faible (de l'ordre du Soleil), les noyaux isothermes sont principalement constitués d'hélium, dans le cas d'étoiles plus massives - de carbone et d'éléments plus lourds. Cependant, dans tous les cas, la densité d'un tel noyau isotherme est si élevée que les distances entre les électrons du plasma formant le noyau deviennent proportionnelles à leur longueur d'onde de De Broglie, c'est-à-dire que les conditions de dégénérescence du gaz électronique sont remplies. Les calculs montrent que la densité des noyaux isothermes correspond à la densité des naines blanches, c'est-à-dire Les noyaux des géantes rouges sont des naines blanches.

Il existe donc une limite supérieure à la masse des naines blanches (la limite de Chandrasekhar). Il est intéressant de noter que pour les naines blanches observées, il existe une limite inférieure similaire : puisque le taux d'évolution des étoiles est proportionnel à leur masse, nous ne pouvons observer des naines blanches de faible masse que comme restes de ces étoiles qui ont réussi à évoluer au cours de la période allant de la période initiale de formation des étoiles de l’Univers jusqu’à nos jours.

Caractéristiques des spectres et classification spectrale

Les naines blanches sont classées dans une classe spectrale distincte D (de l'anglais. Nain- naine), on utilise actuellement une classification qui reflète les caractéristiques du spectre des naines blanches, proposée en 1983 par Edward Zion ; dans cette classification, la classe spectrale s'écrit sous le format suivant :

les sous-classes suivantes sont définies :

• DA - les raies de la série Balmer de l'hydrogène sont présentes dans le spectre, les raies de l'hélium ne sont pas observées
• DB - le spectre contient des raies d'hélium He I, les raies d'hydrogène ou de métaux sont absentes
• DC - spectre continu sans raies d'absorption
• DO - de fortes raies Helium He II sont présentes dans le spectre, des raies He I et H peuvent également être présentes
• DZ - lignes métalliques uniquement, pas de lignes H ou He
• DQ - lignes de carbone, y compris le C 2 moléculaire

et caractéristiques spectrales :

• P - la polarisation de la lumière dans un champ magnétique est observée
• H - la polarisation n'est pas observée en présence d'un champ magnétique
• Étoiles de type V - ZZ Ceti ou autres naines blanches variables
• X - spectres particuliers ou inclassables

Evolution des naines blanches

Riz. 8. Nébuleuse protoplanétaire NGC 1705. Une série de coquilles sphériques sont visibles, projetées par la géante rouge, l'étoile elle-même est cachée par une ceinture de poussière.

Les naines blanches commencent leur évolution en tant que noyaux dégénérés exposés de géantes rouges qui ont perdu leur coquille, c'est-à-dire en tant qu'étoiles centrales de jeunes nébuleuses planétaires. Les températures des photosphères des noyaux des jeunes nébuleuses planétaires sont extrêmement élevées - par exemple, la température de l'étoile centrale de la nébuleuse NGC 7293 varie de 90 000 K (estimée à partir des raies d'absorption) à 130 000 K (estimée à partir des rayons X). spectre). À de telles températures, la majeure partie du spectre est constituée de rayons ultraviolets durs et de rayons X mous.

Dans le même temps, les naines blanches observées, selon leurs spectres, sont principalement divisées en deux grands groupes - la classe spectrale « hydrogène » DA, dans les spectres de laquelle il n'y a pas de raies d'hélium, qui représentent environ 80 % de la population. de naines blanches et la classe spectrale « hélium » DB sans raies d’hydrogène dans les spectres, constituant la majeure partie des 20 % restants de la population. La raison de cette différence dans la composition des atmosphères des naines blanches est restée longtemps floue. En 1984, Iko Iben a envisagé des scénarios de « sortie » de naines blanches de géantes rouges pulsantes situées sur la branche géante asymptotique, à différentes phases de pulsation. À un stade avancé de l'évolution des géantes rouges avec des masses allant jusqu'à dix solaires, à la suite de la « combustion » du noyau d'hélium, un noyau dégénéré se forme, constitué principalement de carbone et d'éléments plus lourds, entouré d'un noyau non dégénéré. source de couche d'hélium, dans laquelle se produit une triple réaction d'hélium. À son tour, au-dessus se trouve une source d'hydrogène en couches, dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires du cycle de Bethe, convertissant l'hydrogène en hélium, entourée d'une coque d'hydrogène ; ainsi, la source externe de couche d’hydrogène est le « producteur » d’hélium pour la source de couche d’hélium. La combustion de l'hélium dans une source en couches est sujette à une instabilité thermique en raison de sa dépendance extrêmement élevée à la température, et ceci est exacerbé par le taux plus élevé de conversion de l'hydrogène en hélium par rapport au taux de combustion de l'hélium ; le résultat est l'accumulation d'hélium, sa compression jusqu'au début de la dégénérescence, une forte augmentation de la vitesse de la triple réaction de l'hélium et le développement flash d'hélium en couches.

En un temps extrêmement court (~ 30 ans), la luminosité de la source d'hélium augmente tellement que la combustion de l'hélium passe en mode convectif, la couche se dilate, repoussant la couche d'hydrogène de la source, ce qui entraîne son refroidissement et l'arrêt de la combustion de l'hydrogène. . Après la combustion de l'excès d'hélium lors d'une éruption, la luminosité de la couche d'hélium diminue, les couches externes d'hydrogène de la géante rouge se contractent et une nouvelle inflammation de la source de la couche d'hydrogène se produit.

Iben a suggéré qu'une géante rouge pulsée peut perdre son enveloppe, formant une nébuleuse planétaire, à la fois dans la phase d'un éclair d'hélium et dans une phase de repos avec une source d'hydrogène en couches active, et puisque la surface de séparation de l'enveloppe dépend de la phase, puis, lorsque l'enveloppe est éjectée lors d'un éclair d'hélium, une naine blanche « hélium » de classe spectrale DB est exposée, et lorsque la coque est abandonnée par un géant avec une source d'hydrogène en couches active, une naine « hydrogène » DA est exposée ; La durée de l'explosion d'hélium est d'environ 20 % de la durée du cycle de pulsation, ce qui explique le rapport des naines d'hydrogène et d'hélium DA:DB ~ 80:20.

Les grandes étoiles (7 à 10 fois plus lourdes que le Soleil) « brûlent » à un moment donné de l'hydrogène, de l'hélium et du carbone et se transforment en naines blanches avec un noyau riche en oxygène. Les étoiles SDSS 0922+2928 et SDSS 1102+2054 avec une atmosphère contenant de l'oxygène le confirment.

Comme les naines blanches ne disposent pas de leurs propres sources d’énergie thermonucléaire, elles rayonnent à partir de leurs réserves de chaleur. La puissance de rayonnement d'un corps absolument noir (puissance intégrée sur tout le spectre) par unité de surface est proportionnelle à la quatrième puissance de la température corporelle :

où est la puissance par unité de surface de la surface rayonnante, et W/(m²·K 4) ​​​​​​est la constante de Stefan-Boltzmann.

Comme déjà noté, la température n'est pas incluse dans l'équation d'état d'un gaz électronique dégénéré - c'est-à-dire que le rayon de la naine blanche et la zone émettrice restent inchangés : en conséquence, premièrement, pour les naines blanches, il n'y a pas de masse - luminosité relation, mais il existe une relation âge-luminosité (qui dépend uniquement de la température, mais pas de la surface de la surface émettrice), et, deuxièmement, les jeunes naines blanches très chaudes devraient se refroidir assez rapidement, car le flux de rayonnement et, en conséquence, la vitesse de refroidissement est proportionnelle à la quatrième puissance de la température.

Phénomènes astronomiques impliquant des naines blanches

Émission de rayons X des naines blanches

Riz. 9 Image radiographique douce de Sirius. La composante brillante est la naine blanche Sirius B, la composante sombre est Sirius A.

La température de surface des jeunes naines blanches - les noyaux isotropes des étoiles après la perte de leur coquille - est très élevée - supérieure à 2,10 5 K, mais chute assez rapidement en raison du refroidissement des neutrinos et du rayonnement de la surface. De telles naines blanches très jeunes sont observées dans le domaine des rayons X (par exemple, observations de la naine blanche HZ 43 par le satellite ROSAT). Dans la gamme des rayons X, la luminosité des naines blanches dépasse la luminosité des étoiles de la séquence principale : les photographies de Sirius prises par le télescope à rayons X Chandra (voir Fig. 9) peuvent servir d'illustration - elles contiennent la naine blanche Sirius B. semble plus brillant que Sirius A de classe spectrale A1, dont la plage optique est environ 10 000 fois plus lumineuse que Sirius B.

La température de surface des naines blanches les plus chaudes est de 7,10 4 K, la plus froide de ~5,10 3 K (voir, par exemple, l'étoile de Van Maanen).

Une particularité du rayonnement des naines blanches dans la gamme des rayons X est le fait que la principale source de rayonnement X pour elles est la photosphère, ce qui les distingue nettement des étoiles « normales » : ces dernières ont une couronne de rayons X. chauffée à plusieurs millions de kelvins et la température de la photosphère est trop basse pour l'émission de rayons X.

Accrétion sur les naines blanches dans les systèmes binaires

Au cours de l'évolution d'étoiles de masses différentes dans les systèmes binaires, les taux d'évolution des composants ne sont pas les mêmes, tandis qu'un composant plus massif peut évoluer vers une naine blanche, tandis qu'un composant moins massif peut rester sur la séquence principale à ce moment-là. . À son tour, lorsqu'un composant moins massif quitte la séquence principale au cours de son évolution et passe à la branche géante rouge, la taille de l'étoile en évolution commence à croître jusqu'à remplir son lobe de Roche. Puisque les lobes de Roche des composants du système binaire se touchent au point de Lagrange L1, alors à ce stade de l'évolution du composant le moins massif dont, par le point L1, le flux de matière de la géante rouge vers le lobe de Roche de la naine blanche commence et une nouvelle accrétion de matière riche en hydrogène à sa surface (voir Fig. . 10), ce qui conduit à un certain nombre de phénomènes astronomiques :

• L'accrétion non stationnaire sur les naines blanches si la compagne est une naine rouge massive conduit à l'émergence de novae naines (étoiles de type U Gem (UG)) et d'étoiles variables catastrophiques de type nova.
• L'accrétion sur les naines blanches, qui ont un champ magnétique puissant, est dirigée vers la région des pôles magnétiques de la naine blanche, et le mécanisme cyclotron du rayonnement du plasma d'accrétion dans les régions circumpolaires du champ magnétique de la naine provoque une forte polarisation du rayonnement dans la région visible (polaires et polaires intermédiaires).
• L'accrétion de matière riche en hydrogène sur les naines blanches entraîne son accumulation à la surface (constituée majoritairement d'hélium) et son échauffement jusqu'aux températures de réaction de fusion de l'hélium, ce qui, en cas d'instabilité thermique, conduit à une explosion observée comme une nova.
• Une accrétion suffisamment longue et intense sur une naine blanche massive conduit à ce que sa masse dépasse la limite de Chandrasekhar et à un effondrement gravitationnel, observé comme une explosion de supernova de type Ia (voir Fig. 11).

Remarques

1. Ya.B. Zeldovich, S.I. Blinnikov, N.I. Shakura.. - M. : MSU, 1981.
2. Sinuosités enregistrées dans le mouvement propre de Sirius, Fig. 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, supplément de « l'Astronomie populaire », Marpon et Flammarion, 1882
3. Sur les motions appropriées de Procyon et Sirius (anglais). (12/1844). Archivé
4. Flammarion C. (1877). "Le compagnon de Sirius". Registre astronomique 15 : 186-189. Récupéré le 05/01/2010.
5. van Maanen A. Deux étoiles faibles avec un grand mouvement propre. Publications de la Société Astronomique du Pacifique(12/1917). - Vol. 29, non. 172, p. 258-259. Archivé de l'original le 23 août 2011.
6. V.V. Ivanov. Naines blanches. Astronet(17.09.2002). Archivé de l'original le 23 août 2011. Récupéré le 6 mai 2009.
7. Fowler R.H. Sur la matière dense (anglais). Avis mensuels de la Royal Astronomical Society(12/1926). Archivé de l'original le 23 août 2011. Récupéré le 22 juillet 2009.
8. Chandrasekhar S. La masse maximale des naines blanches idéales. Journal d'astrophysique(07/1931). Archivé de l'original le 23 août 2011. Récupéré le 22 juillet 2009.
9. Shklovsky I.S. Sur la nature des nébuleuses planétaires et de leurs noyaux // Journal astronomique. - 1956. - T. 33. - N° 3. - P. 315-329.
10. Un nouveau système de classification spectrale des naines blanches proposé, E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman et G. A. Wegner, Le journal d'astrophysique 269 , n° 1 (1er juin 1983), p. 253-257.
11. Leahy, DA ; CY Zhang, Sun Kwok (1994). "Émission de rayons X à deux températures de la nébuleuse planétaire NGC 7293." Le journal d'astrophysique 422 : 205-207. Récupéré le 05/07/2010.
12. Iben Jr, I. (1984). "Sur la fréquence des noyaux de nébuleuses planétaires alimentés par la combustion d'hélium et sur la fréquence des naines blanches avec des atmosphères déficientes en hydrogène." Le journal d'astrophysique 277 : 333-354. ISSN0004-637X.
13. Sofia Neskuchnaïa Un nain respire de l'oxygène (russe). journal.ru (13.11.09 10h35). Archivé de l'original le 23 août 2011. Récupéré le 23 mai 2011.
14. Sirius A et B : un système à double étoile dans la constellation Canis Major // Album photo de l'observatoire à rayons X Chandra
15. Ivanov V.V. Naines blanches. Institut astronomique nommé d'après. V.V. Soboleva. Archivé de l'original le 23 août 2011. Récupéré le 6 janvier 2010.

Littérature

• Déborah Jean Warner. Alvan Clark and Sons : Artistes en optique. - Smithsonian Press, 1968.
• Ya.B. Zeldovich, S.I. Blinnikov, N.I. Shakura. Base physique de la structure et de l'évolution des étoiles. - M., 1981.
• Shklovsky I.S.Étoiles : leur naissance, leur vie et leur mort. - M. : Nauka, 1984.
• Steven D. Kawaler, Igor' Dmitrievich Novikov, Ganesan Srinivasan, G. Meynet, Daniel Schaerer. Restes stellaires. -Springer, 1997. -ISBN 3540615202, 9783540615200
• Kippenhan R. (Anglais) russe 100 milliards de soleils : La naissance, la vie et la mort des étoiles = 100 Milliarden Sonnen / Trad. avec lui. A.S. Dobroslavsky, B.B. Straumal, éd. I. M. Khalatnikova, A. V. Tutukova. - Monde . - M., 1990. - 293 p. - 88 000 exemplaires.

- ISBN5-03-001195-1

Il y a environ cent cinquante ans, le célèbre astronome et mathématicien Bessel a observé Sirius, l'étoile la plus brillante du ciel. Dans le même temps, il est tombé sur un phénomène très curieux : il a découvert qu'en se déplaçant dans le ciel, Sirius subit des écarts périodiques par rapport au chemin droit habituel pour la plupart. Ce fait a servi d'impulsion à la découverte d'étonnants corps célestes - les « naines blanches ». Les écrivains de science-fiction leur ont consacré de nombreux ouvrages différents. Mais peut-être ont-ils suscité encore plus d’intérêt parmi les scientifiques. L’étude des naines blanches est loin d’être terminée. Et aujourd’hui, ils continuent de poser des énigmes aux astronomes et aux physiciens. Nous vous parlerons de ces corps insolites et de leurs caractéristiques encore non résolues.

ÉTRANGE SATELLITE

Cette hypothèse s'est rapidement confirmée : une étoile très faible a été découverte à proximité de l'emplacement attendu. Le terme « très faible » est cependant trop vague. Par conséquent, nous devrons introduire une quantité spéciale : la luminosité. Il mesure la quantité d'énergie lumineuse émise par une étoile sur une certaine période de temps. Ainsi, la luminosité du satellite Sirius s'est avérée très faible - plusieurs centaines de fois inférieure à celle du Soleil. Dans le même temps, par le degré d'influence sur le mouvement de Sirius, il a été possible de déterminer la masse du satellite. Et ici, nous avons obtenu de manière inattendue un chiffre très impressionnant : le satellite s'est avéré presque aussi massif que !

Essayons de comprendre ce qui peut expliquer la raison d'une telle différence dans les propriétés du satellite de Sirius et du Soleil. Notons tout d’abord que la luminosité dépend principalement de deux grandeurs : la température de la surface de l’étoile et la taille de cette surface. À mesure que ces valeurs diminuent, la luminosité diminue. Et si tel est le cas, alors la faible luminosité du satellite peut s'expliquer de deux manières : soit sa température est basse, soit sa taille est petite par rapport au Soleil.

Au début, les scientifiques ont suivi le premier chemin, plus simple et, comme il s'est avéré, incorrect. Le satellite de Sirius (on lui a donné le nom de Sirius-B) a été classé comme une étoile relativement froide. L’intérêt pour cela a disparu : on ne sait jamais combien d’étoiles froides il y a dans l’Univers ! Et pendant longtemps, il n’a pas beaucoup attiré l’attention.

Mais le moment est venu où la paix des astronomes a été rompue. Cela s'est produit lorsque l'occasion s'est présentée d'étudier le spectre du rayonnement Sirius-B et, tout d'abord, sa composition colorée. Le fait est que les astronomes ont appris à estimer la température de surface des étoiles par couleur. (Il convient de rappeler que le même principe essentiellement physique a longtemps été utilisé pour déterminer le degré de chauffage : après tout, lorsqu'il est chauffé, le métal change de couleur du rouge foncé au blanc-bleu.)

Bref, à la surprise générale, des études particulières ont montré que Sirius-B n'est pas seulement une étoile froide, mais au contraire une étoile très chaude. Elle appartient à la classe des étoiles blanches et a une température de surface d'environ 8 000 degrés à 2 000 degrés de plus que celle du Soleil.

Et puis la tâche s'est posée d'expliquer d'une manière nouvelle la faible luminosité du mystérieux satellite. En fait, la réponse à cette question était prête plus tôt - j'ai dû me souvenir de la deuxième possibilité, qui avait été écartée auparavant : considérer que Sirius-B est de taille extrêmement petite. Nous avons fait les calculs. Et il s'est avéré que le rayon de l'étoile devrait être environ 50 fois inférieur au rayon du Soleil. En d’autres termes, Sirius B est de taille similaire à notre Terre.

Si l'on se souvient maintenant que sa masse est proche de celle du Soleil, on arrive alors à une conclusion absolument étonnante : la densité moyenne de la substance Sirius-B est d'environ 105 grammes (cent kilogrammes) par centimètre cube. 100 000 fois la densité de l'eau ! L'homme n'a jamais eu affaire à quelque chose de similaire, même de loin, - la densité de la matière terrestre, même la plus lourde, ne dépasse pas 20 grammes par centimètre cube. Le lecteur ressentira mieux l'énormité de cette ampleur s'il essaie de calculer combien d'amis il devra appeler à l'aide pour tourner la page de notre magazine fait à partir de la substance de Sirius-B, s'il était à l'ancienne. manière sur papier, et non virtuelle.

DÉCALAGE ROUGE

La conclusion à laquelle nous sommes parvenus ne semblera peut-être pas assez convaincante à tout le monde. Il convient donc de citer un autre fait qui le confirme. Nous parlons de l’effet du « décalage vers le rouge », prédit par le célèbre physicien Einstein. L’effet est que la fréquence des vibrations lumineuses dépend de l’ampleur de la force de gravité agissant sur le chemin de propagation de la lumière. Si la source lumineuse est soumise à une force de gravité plus grande que le récepteur, alors la fréquence de la lumière émise sera supérieure à celle de la lumière reçue. La lumière, comme le dit l’optique, « rougit » lorsqu’elle se déplace d’une zone de plus grande gravité vers une zone de moindre gravité.

Essayons d'expliquer pourquoi cela se produira. Le lecteur sait probablement que, dans certaines conditions, la lumière peut être considérée comme constituée de particules appelées photons. Et leur énergie est proportionnelle à la fréquence de la lumière. Une autre chose est claire : pour qu'un corps - qu'il s'agisse d'un vaisseau spatial ou d'un photon - puisse s'échapper d'une région où la gravité est forte, une certaine quantité d'énergie doit être dépensée. Et comme le photon n’est équipé d’aucune « fusée de lancement », il y dépense sa propre énergie. En conséquence, « s'affranchissant des chaînes de la gravité », il perd son énergie, réduit la fréquence des vibrations lumineuses et pénètre dans le récepteur avec moins d'énergie, c'est-à-dire avec une fréquence plus basse.

À la surface de Sirius-B, la force de gravité est plusieurs fois supérieure à celle sur Terre (à peu près au même rayon, cette étoile a une masse beaucoup plus grande). Par conséquent, la lumière provenant de Sirius-B devrait avoir une fréquence sensiblement inférieure à celle de la même source située sur Terre. Et connaissant le changement de fréquence, il n'est pas difficile de calculer la force de gravité à la surface de Sirius-B et ainsi de vérifier les données précédemment obtenues sur sa masse et son rayon. De telles études ont été réalisées. Le Titanic s'est avéré être véritablement capturé à la lumière d'une étoile.

Naines BLANCHES

Le lecteur attentif a probablement déjà compris pourquoi des étoiles comme Sirius B ont reçu ce nom inhabituel pour un terme scientifique. Mais avant d'aller plus loin, il est utile de se familiariser avec le système stellaire dans son ensemble et de clarifier la place qu'y occupent les naines blanches.

Le diagramme dit de Russell présenté sur la figure est ici très pratique. Il s'agit d'un graphique dans lequel les luminosités des étoiles sont tracées le long de l'axe vertical et les températures de leurs surfaces le long de l'axe horizontal (généralement dirigé de droite à gauche). Chaque étoile sur le graphique correspond à un point distinct. Et il s’avère que les points étoiles ne sont pas situés au hasard sur le graphique. Ils forment trois zones clairement délimitées : celles qui sont ombrées.

Tout d’abord, nous voyons une longue bande étroite traversant le graphique en diagonale. C'est la "séquence principale". Cela inclut les étoiles ordinaires comme notre Soleil. Les « géantes rouges » sont situées en haut à droite. Comme vous pouvez le voir sur le schéma, ils ont une température basse (« rouge »). Leur luminosité est élevée, ce qui n’est possible que si leurs tailles sont grandes (« géants »). Enfin, dans le coin inférieur gauche se trouvent les stars auxquelles cet article est dédié. Leur température est élevée (« blanches »), tandis que leur luminosité, et donc leur rayon, est petite (« nains »).

Ainsi, les naines blanches ne sont pas rares. Ils forment une classe d’étoiles distincte et distincte. Il comprend un grand nombre d’étoiles, probablement plusieurs pour cent du nombre total d’étoiles de la Galaxie. Cependant, à ce jour, seule une centaine de naines blanches ont été découvertes. Tous ont une masse de l’ordre du Soleil et un rayon de l’ordre de la Terre. Pourtant, leurs propriétés peuvent différer sensiblement.

Comme le montre le diagramme de Russell, la région des naines blanches est étirée le long de l’axe des températures. Les naines « jaunes » correspondent aux basses températures et les naines « bleues » aux températures élevées. La luminosité des nains peut également varier. C'est généralement moins que le solaire, et parfois des dizaines de milliers de fois.

Mais la question de savoir jusqu’où peut atteindre la densité des naines blanches est bien plus importante. Nous présenterons des données sur l'une des étoiles les plus denses de cette classe, l'étoile Ross-627. Il a une masse égale à celle du Soleil et un rayon de seulement 3 000 kilomètres. 200 fois moins que le soleil et la moitié de la taille de la Terre ! Et la densité moyenne de sa substance dépasse 10 : grammes (10 tonnes) par centimètre cube ! Au centre de l’étoile, la densité est encore plus élevée. Un fait qui peut captiver l’imagination même du sceptique le plus aguerri. Cependant, on pourrait penser que ce n’est pas la limite.

NOUVEAU ET SUPERNOVA

En regardant un diagramme de Russell, vous pourriez vous demander : quelle est la raison de la présence d’espaces vides séparant les classes stellaires ? La réponse est : toutes les étoiles ne sont pas stables. Une étoile tombant dans cet espace change ses propriétés relativement rapidement et tombe dans la zone ombrée du diagramme.

Nous allons maintenant nous éloigner un peu et parler des étoiles instables, car cette question est liée au passé et, éventuellement, à l'avenir des naines blanches. Il existe de nombreux exemples connus d’instabilité stellaire. Une perte de stabilité à court terme et même faible du Soleil entraîne de puissantes éruptions, au cours desquelles les communications radio sur Terre sont perturbées, des orages magnétiques se produisent, etc.

Un phénomène très intéressant est l’apparition de novae (ou simplement de novae). Une étoile faible augmente soudainement sa luminosité et disparaît peu de temps après. Dans le même temps, il « se débarrasse » de sa coquille, qui s’étend progressivement dans l’espace environnant. Et cela peut être répété plusieurs fois de suite.

Cependant, la manifestation la plus frappante de l’instabilité des étoiles sont les explosions de supernova d’une puissance absolument exceptionnelle. En 1054, deux astronomes anonymes - chinois et japonais - enregistrèrent dans leurs manuscrits un phénomène naturel inhabituel : une étoile d'une luminosité exceptionnelle brillait dans le ciel, visible même de jour. Des mesures récentes de la vitesse des « flocons » de la nébuleuse du Crabe, située à peu près au même point du ciel, ont montré que cette nébuleuse est en expansion, et le début de l'expansion remonte à il y a environ 900 ans. Ce sont deux étapes différentes d’un même phénomène : une explosion de supernova.

Avec de telles éruptions, une puissante explosion se produit, à la suite de laquelle une partie importante de la masse de l’étoile est projetée dans l’espace environnant. En conséquence, quelque chose comme une « cerise » se forme : au centre se trouve une étoile-graine dense, autour se trouve une pulpe lâche - une nébuleuse. Cette dernière s'étale progressivement et prend des formes irrégulières.

Qu’est-ce qui fait que les étoiles perdent leur stabilité ? Apparemment, de puissantes explosions nucléaires libèrent une énorme quantité d’énergie. Il est possible que les champs magnétiques des étoiles jouent un rôle important. Cependant, on ne comprend toujours pas complètement la nature de ces épidémies. Cela s'applique particulièrement aux supernovae.

Après ces digressions, revenons à notre sujet principal et posons la question : comment sont nées les naines blanches et quel est leur sort futur ? Malheureusement, on ne peut pas encore en dire grand-chose.

Selon l’hypothèse la plus répandue actuellement, les étoiles de la séquence principale passent à l’état de géante rouge au cours de leur développement. Après cela, une perte de stabilité se produit, la coquille de l'étoile se détache, le noyau devient plus dense et une naine blanche apparaît. Selon cette hypothèse, il s’agirait d’une étoile « mourante », dernière étape de l’évolution d’une étoile en corps lumineux. Puis, en se refroidissant, elle se transforme progressivement en naine « noire » et devient invisible.

Il y a d'autres points de vue. On a émis l’hypothèse que la naine ne surgirait pas d’une géante rouge, mais lors d’une explosion Nova. Mais comme de tels éclats se répètent des dizaines et des centaines de fois, la naine ne peut en aucun cas être une étoile mourante. Au contraire, il doit embarquer d’importantes réserves d’énergie. Il existe d’autres hypothèses, mais d’une manière générale, cette question importante est encore loin d’être résolue.

Avec des masses de l'ordre de la masse du Soleil (M ?) et des rayons environ 100 fois plus petits que le rayon du Soleil. La densité moyenne de la substance des naines blanches est de 10 8 -10 9 kg/m 3. Les naines blanches représentent plusieurs pour cent de toutes les étoiles de la Galaxie. De nombreuses naines blanches font partie de systèmes stellaires binaires. La première étoile classée naine blanche fut Sirius B (un satellite de Sirius), découverte par l'astronome américain A. Clark en 1862. Dans les années 1910, les naines blanches ont été identifiées comme une classe spéciale d’étoiles ; leur nom est associé à la couleur des premiers représentants de cette classe.

Avec la masse d’une étoile et la taille d’une petite planète, une naine blanche exerce une attraction gravitationnelle colossale près de sa surface qui tend à comprimer l’étoile. Mais il maintient un équilibre stable, puisque les forces gravitationnelles sont combattues par la pression du gaz dégénéré d'électrons : à une densité de matière élevée, caractéristique des naines blanches, la concentration d'électrons pratiquement libres y est si élevée que, selon le principe de Pauli, ils ont une grande dynamique. La pression du gaz dégénéré est pratiquement indépendante de sa température, de sorte que la naine blanche ne rétrécit pas en refroidissant.

Plus la masse d’une naine blanche est grande, plus son rayon est petit. La théorie indique une limite de masse supérieure pour les naines blanches d’environ 1,4 M ? (la soi-disant limite de Chandrasekhar), dont le dépassement conduit à un effondrement gravitationnel. La présence d'une telle limite est due au fait qu'à mesure que la densité d'un gaz augmente, la vitesse des électrons qu'il contient se rapproche de la vitesse de la lumière et ne peut plus augmenter. En conséquence, la pression du gaz dégénéré n’est plus capable de résister à la force de gravité.

Les naines blanches se forment-elles à la fin de l’évolution des étoiles ordinaires de masse initiale inférieure à 8M ? après avoir épuisé leurs réserves de combustible thermonucléaire. Durant cette période, l'étoile, après avoir passé le stade de géante rouge et de nébuleuse planétaire, se débarrasse de ses couches externes et expose un noyau qui a une température très élevée. En se refroidissant progressivement, le noyau de l'étoile passe à l'état de naine blanche, continuant à briller longtemps grâce à l'énergie thermique emmagasinée dans les profondeurs. La luminosité d'une naine blanche diminue avec l'âge. À l’âge d’environ 1 milliard d’années, la luminosité de la naine blanche est mille fois inférieure à celle du Soleil. La température de surface des naines blanches étudiées se situe entre 5·10 3 et 10 5 K.

Certaines naines blanches présentent une variabilité optique avec des périodes allant de plusieurs minutes à une demi-heure, qui s'explique par la manifestation d'oscillations gravitationnelles non radiales de l'étoile. L'analyse de ces oscillations par des méthodes d'astérosismologie permet d'étudier la structure interne des naines blanches. Dans les spectres d'environ 3% des naines blanches, on observe une forte polarisation du rayonnement ou une division Zeeman des raies spectrales, ce qui indique l'existence de champs magnétiques avec une induction de 3·10 4 -10 9 G.

Si une naine blanche fait partie d’un système binaire proche, une contribution significative à sa luminosité peut provenir de la combustion thermonucléaire de l’hydrogène provenant d’une étoile voisine. Cette brûlure est souvent de nature non stationnaire et se manifeste sous la forme d’explosions de novae et d’étoiles de type nova. Dans de rares cas, l'accumulation d'hydrogène à la surface d'une naine blanche conduit à une explosion thermonucléaire avec destruction complète de l'étoile, observée comme une explosion de supernova.

Lit. : Blinnikov S.I. Naines blanches. M., 1977 ; Shapiro S., Tyukolski S. Trous noirs, naines blanches et étoiles à neutrons : partie 2 M., 1985.

Pendant plusieurs années, l'astronome allemand Friedrich Wilhelm Bessel a observé les mouvements appropriés dans le ciel de deux étoiles brillantes - Sirius et Procyon - et en 1844, il a établi que toutes deux ne se déplaçaient pas en lignes droites, mais selon des trajectoires ondulées caractéristiques. La découverte a incité le scientifique à penser que chacune de ces étoiles possède un satellite invisible pour nous, c'est-à-dire qu'il s'agit d'un système stellaire physiquement binaire.

Mais le Soleil, d’une masse presque égale à celle de Sirius B, brillerait à distance presque aussi brillamment que l’étoile polaire. Alors pourquoi Sirius B a-t-il été considéré comme un « satellite invisible » pendant 18 ans ? Peut-être à cause de la petite distance angulaire entre lui et Sirius A ? Pas seulement ça. Comme il s’est avéré plus tard, elle est évidemment inaccessible à l’œil nu en raison de sa faible luminosité, 400 fois inférieure à celle du Soleil. C'est vrai, au tout début du 20e siècle. cette découverte ne semblait pas particulièrement étrange, car on connaissait un grand nombre d'étoiles de faible luminosité et le lien entre la masse d'une étoile et sa luminosité n'avait pas encore été établi. Ce n’est qu’après l’obtention des spectres d’émission de Sirius B et Procyon B, ainsi que des mesures de leurs températures, que « l’anomalie » de ces étoiles est devenue apparente.

En physique, il existe un tel concept - corps absolument noir. Non, ce n'est pas un synonyme de noir trous- contrairement à lui, un corps absolument noir peut briller de manière éblouissante ! On l’appelle absolument noir car, par définition, il absorbe tout le rayonnement électromagnétique qui lui arrive. La théorie affirme que le flux lumineux total (sur toute la gamme de longueurs d'onde) d'une surface unitaire d'un corps absolument noir ne dépend pas de sa structure ou de sa composition chimique, mais est déterminé uniquement par la température. Selon la loi de Stefan-Boltzmann, sa luminosité est proportionnelle à la quatrième puissance de la température. Un corps absolument noir, comme un gaz parfait, n’est qu’un modèle physique qui n’est jamais strictement mis en œuvre dans la pratique. Cependant, la composition spectrale de la lumière des étoiles dans la région visible du spectre est assez proche de celle du « corps noir ». Par conséquent, nous pouvons supposer que le modèle du corps noir dans son ensemble décrit correctement le rayonnement d’une étoile réelle.

Température effective La température d’une étoile est la température d’un corps absolument noir qui émet la même quantité d’énergie par unité de surface. D’une manière générale, elle n’est pas égale à la température de la photosphère de l’étoile. Il s’agit néanmoins d’une caractéristique objective qui peut être utilisée pour évaluer d’autres caractéristiques de l’étoile : luminosité, taille, etc.

Dans les années 10. Au 20ème siècle, l'astronome américain Walter Adams a tenté de déterminer la température effective de Sirius B. Elle était de 8 000 K, et plus tard il s'est avéré que l'astronome s'était trompé et qu'en fait elle était encore plus élevée (environ 10 000 K). Par conséquent, la luminosité de cette étoile, si elle avait la taille du Soleil, aurait dû être au moins 10 fois supérieure à celle du Soleil. La luminosité observée de Sirius B, comme nous le savons, est 400 fois inférieure à la luminosité solaire, c'est-à-dire qu'elle s'avère être plus de 4 mille fois inférieure à celle attendue ! La seule façon de sortir de cette contradiction est de considérer que Sirius B a une surface visible beaucoup plus petite, et donc un diamètre plus petit. Les calculs ont montré que Sirius B ne fait que 2,5 fois la taille de la Terre. Mais il conserve la masse solaire - il s'avère que sa densité moyenne devrait être près de 100 000 fois supérieure à celle du Soleil ! De nombreux astronomes refusaient de croire à l’existence de tels objets exotiques.

Seulement en 1924, principalement grâce aux efforts de l'astrophysicien anglais Arthur Eddington, qui développa une théorie de la structure interne d'une étoile. Les satellites compacts de Sirius et Procyon ont finalement été reconnus par la communauté astronomique comme de véritables représentants d'une toute nouvelle classe d'étoiles, désormais connues sous le nom de naines blanches. "Blancs" - parce que les premiers représentants de ce type étaient des luminaires chauds bleu-blanc, "nains" - parce qu'ils ont de très petites luminosités et tailles.

Comme nous l'avons déjà découvert, la densité des naines blanches est des milliers de fois supérieure à celle des étoiles ordinaires. Cela signifie que leur substance doit être dans un état physique particulier, jusqu’alors inconnu. Cela a également été indiqué par les spectres inhabituels des naines blanches.

Premièrement, leurs raies d’absorption sont plusieurs fois plus larges que celles des étoiles normales. Deuxièmement, les raies de l'hydrogène peuvent être présentes dans le spectre des naines blanches à des températures si élevées qu'elles ne sont pas présentes dans le spectre des étoiles ordinaires, puisque tout l'hydrogène est ionisé. Tout cela pourrait théoriquement s’expliquer par la très forte pression de matière dans l’atmosphère des naines blanches.

La caractéristique suivante des spectres de ces étoiles exotiques est que les raies de tous les éléments chimiques sont légèrement décalées vers le rouge par rapport aux raies correspondantes dans les spectres obtenus dans les laboratoires terrestres. C'est l'effet de ce qu'on appelle le redshift gravitationnel, dû au fait que l'accélération de la gravité à la surface d'une naine blanche est plusieurs fois supérieure à celle sur Terre.

En effet, de la loi de la gravitation universelle il résulte que l'accélération de la gravité à la surface d'une étoile est directement proportionnelle à sa masse et inversement proportionnelle au carré du rayon. Les masses des naines blanches sont proches de celles des étoiles normales et leurs rayons sont plusieurs fois plus petits. Par conséquent, l’accélération de la gravité à la surface des naines blanches est très élevée : environ 10 5 - 10 6 m/s 2. Rappelons que sur Terre elle est de 9,8 m/s 2 , soit 10 000 à 100 000 fois moins.

Selon la composition chimique identifiée, les spectres des naines blanches sont divisés en deux catégories : certaines avec des raies d'hydrogène, d'autres sans raies d'hydrogène, mais avec des raies d'hélium neutre ou ionisé ou d'éléments lourds. Les naines « hydrogène » ont parfois une température nettement plus élevée (jusqu'à 60 000 K et plus) que les naines « hélium » (11 000 - 20 000 K). Sur cette base, les scientifiques sont arrivés à la conclusion que la substance de ce dernier est pratiquement dépourvue d'hydrogène.

De plus, des naines blanches ont été découvertes dont les spectres ne pouvaient pas être identifiés avec des éléments et composés chimiques connus de la science. Plus tard, on a découvert que ces étoiles possédaient des champs magnétiques 1 000 à 100 000 fois plus puissants que ceux du Soleil. À de telles intensités de champ magnétique, les spectres des atomes et des molécules sont déformés au point de devenir méconnaissables, ce qui les rend difficiles à identifier.

En 1926, le physicien anglais Ralph Fowler appliqua avec succès la théorie des gaz dégénérés aux naines blanches (et ce n’est que plus tard que la théorie de Fermi trouva de nombreuses applications en physique « terrestre »). Sur la base de cette théorie, deux conclusions importantes ont été tirées. Premièrement, le rayon d’une naine blanche pour une composition chimique donnée de la substance est uniquement déterminé par sa masse. Deuxièmement, la masse d'une naine blanche ne peut pas dépasser une certaine valeur critique, dont la valeur est d'environ 1,4 masse solaire.

D'autres observations et études ont confirmé ces prémisses théoriques et nous ont permis de tirer la conclusion finale qu'il n'y a pratiquement pas d'hydrogène à l'intérieur des naines blanches. Puisque la théorie des gaz dégénérés expliquait bien les propriétés observées des naines blanches, on a commencé à les appeler étoiles dégénérées. L'étape suivante fut la construction d'une théorie de leur formation.

Dans la théorie moderne de l'évolution stellaire, les naines blanches sont considérées comme l'étape finale de l'évolution des étoiles de masse moyenne et faible (moins de 3 à 4 masses solaires).

Une fois que tout l’hydrogène des régions centrales d’une étoile vieillissante a brûlé, son noyau devrait rétrécir et chauffer. Dans le même temps, les couches externes se dilatent considérablement, la température effective de l’étoile baisse et elle devient une géante rouge. La coquille raréfiée de l’étoile qui en résulte est très faiblement connectée au noyau ; elle finit par se dissiper dans l’espace. À la place de l'ancienne géante rouge, il reste une étoile très chaude et compacte, constituée principalement d'hélium - une naine blanche. En raison de sa température élevée, il émet principalement dans le domaine ultraviolet et ionise le gaz de la coque en expansion.

Les coquilles en expansion entourant les étoiles chaudes sont connues depuis longtemps. Ils sont appelés nébuleuses planétaires et ont été ouverts au XVIIIe siècle. William Herschel. Leur nombre observé est en bon accord avec le nombre de géantes rouges et de naines blanches, et, par conséquent, avec le fait que le principal mécanisme de formation des naines blanches est l'évolution des étoiles ordinaires avec l'éjection de leur enveloppe gazeuse vers la géante rouge. scène.

Dans les systèmes d’étoiles binaires proches, les composants sont si proches les uns des autres que de la matière s’échange entre eux. La coquille gonflée de la géante rouge se jette constamment sur l'étoile voisine jusqu'à ce qu'il ne reste plus qu'une naine blanche. Probablement, les premiers représentants découverts des naines blanches - Sirius B et Procyon B - se sont formés exactement de cette manière.

A la fin des années 40. L'astrophysicien soviétique Samuil Aronovich Kaplan a montré que le rayonnement des naines blanches entraîne leur refroidissement. Cela signifie que ces étoiles n’ont pas de sources d’énergie internes. Kaplan a également construit une théorie quantitative du refroidissement des naines blanches, et ce au début des années 50. Les scientifiques anglais et français sont arrivés à des conclusions similaires. Certes, en raison de leur petite surface, ces étoiles se refroidissent extrêmement lentement.

Ainsi, la plupart des propriétés observées des naines blanches pourraient s’expliquer par l’énorme densité de leur matière et le très fort champ gravitationnel à leur surface. Cela fait des naines blanches des objets uniques : il n'est pas encore possible de reproduire les conditions dans lesquelles leur matière se trouve dans les laboratoires terrestres.

Ouverture En 1844, le directeur de l'Observatoire de Königsberg, Friedrich Bessel, découvrit que Sirius, l'étoile la plus brillante du ciel nordique, s'écarte périodiquement, bien que très faiblement, d'une trajectoire rectiligne le long de la sphère céleste. Bessel est arrivé à la conclusion que Sirius devrait avoir un satellite « sombre » invisible et que la période de révolution des deux étoiles autour d'un centre de masse commun devrait être d'environ 50 ans. Le message a été accueilli avec scepticisme, car le satellite sombre restait inobservable et sa masse aurait dû être assez grande - comparable à la masse de Sirius.
En janvier 1862, A.G. Clark, alors qu'il ajustait un réfracteur de 18 pouces, le plus grand télescope du monde à l'époque (Dearborn Telescope), fourni par l'entreprise familiale Clark à l'Observatoire de Chicago, découvrit une étoile faible à proximité immédiate de Sirius. C'était le sombre satellite de Sirius, Sirius B, prédit par Bessel. La température de surface de Sirius B est de 25 000 K, ce qui, compte tenu de sa luminosité anormalement faible, indique un très petit rayon et, par conséquent, une densité extrêmement élevée - 10 6 g/cm³ (densité de Sirius ~0,25 g/cm³, densité du soleil ~ 1,4 g/cm³).
En 1917, Adrian Van Maanen a découvert la prochaine naine blanche : l'étoile de Van Maanen dans la constellation des Poissons.

Paradoxe de densité Au début du 20e siècle, Hertzsprung et Russell ont découvert un modèle concernant la classe spectrale (température) et la luminosité des étoiles : le diagramme de Hertzsprung-Russell (diagramme H-R). Il semblait que toute la diversité des étoiles s'inscrivait dans deux branches du diagramme H-R : la séquence principale et la branche géante rouge. Au cours de travaux sur l'accumulation de statistiques sur la répartition des étoiles par classe spectrale et luminosité, Russell s'est tourné vers le professeur E. Pickering en 1910. Russell décrit d'autres événements comme suit :

La surprise de Russell est tout à fait compréhensible : 40 Eridani B fait référence à des étoiles relativement proches, et à partir de la parallaxe observée, on peut déterminer assez précisément la distance qui les sépare et, par conséquent, la luminosité. La luminosité de 40 Eridani B s'est avérée anormalement faible pour sa classe spectrale : les naines blanches formaient une nouvelle région sur le diagramme H-R. Cette combinaison de luminosité, de masse et de température était incompréhensible et ne pouvait pas être expliquée dans le modèle standard de séquence principale de structure stellaire développé dans les années 1920.
La forte densité des naines blanches n'a été expliquée que dans le cadre de la mécanique quantique, après l'avènement des statistiques de Fermi-Dirac. En 1926, Fowler, dans son article « Dense Matter », Monthly Notices R. Astron. 87, 114-122, montrait que, contrairement aux étoiles de la séquence principale, pour lesquelles l'équation d'état est basée sur le modèle des gaz parfaits (standard). Modèle Eddington), pour les naines blanches, la densité et la pression de la matière sont déterminées par les propriétés du gaz électronique dégénéré (gaz de Fermi).
L'étape suivante dans l'explication de la nature des naines blanches fut le travail de Ya I. Frenkel et Chandrasekhar. En 1928, Frenkel indiquait que pour les naines blanches, il devrait y avoir une limite supérieure de masse, et en 1930 Chandrasekhar dans son ouvrage « La masse maximale des naines blanches idéales », J. 74, 81-82) montra que les naines blanches. au-dessus de 1,4 masses solaires sont instables (limite de Chandrasekhar) et doivent s'effondrer.

Origine des naines blanches
La solution de Fowler expliquait la structure interne des naines blanches, mais ne clarifiait pas le mécanisme de leur origine. En expliquant la genèse des naines blanches, deux idées ont joué un rôle clé : l'idée d'E. Epic selon laquelle les géantes rouges sont formées à partir d'étoiles de la séquence principale à la suite de l'épuisement du combustible nucléaire et l'hypothèse de V.G. Fesenkov, a fait valoir peu après la Seconde Guerre mondiale, que les étoiles de la séquence principale devraient perdre de la masse, et qu'une telle perte de masse devrait avoir un impact significatif sur l'évolution des étoiles. Ces hypothèses ont été complètement confirmées.
Au cours de l’évolution des étoiles de la séquence principale, l’hydrogène « brûle » pour former de l’hélium (cycle de Béthé). Un tel épuisement conduit à l'arrêt de la libération d'énergie dans les parties centrales de l'étoile, à la compression et, par conséquent, à une augmentation de la température et de la densité dans son noyau, ce qui conduit à des conditions dans lesquelles une nouvelle source d'énergie thermonucléaire est activée : l'épuisement de l'hélium. à des températures de l'ordre de 10 8 K ( triple réaction à l'hélium ou processus triple alpha), caractéristique des géantes rouges et supergéantes :
He 4 + He 4 = Be 8 - deux noyaux d'hélium (particules alpha) fusionnent et un isotope instable du béryllium se forme ;
Be 8 + He 4 = C 12 + 7,3 MeV - La plupart des Be 8 se désintègrent à nouveau en deux particules alpha, mais lorsque Be 8 entre en collision avec une particule alpha de haute énergie, un noyau de carbone C 12 stable peut être formé.
Il convient cependant de noter que la réaction triple hélium se caractérise par une libération d'énergie nettement inférieure à celle du cycle de Bethe : en termes de masse unitaire la libération d'énergie lors de la « combustion » de l'hélium est plus de 10 fois inférieure à celle lors de la « combustion » de l'hydrogène. À mesure que l'hélium brûle et que la source d'énergie dans le noyau s'épuise, des réactions de nucléosynthèse plus complexes sont possibles. Cependant, d'une part, de telles réactions nécessitent des températures de plus en plus élevées et, d'autre part, la libération d'énergie par unité de masse dans de telles réactions diminue à mesure que les nombres de masse augmentent. noyaux réactifs.
Un facteur supplémentaire qui semble influencer l'évolution des noyaux des géantes rouges est la combinaison de la sensibilité élevée à la température de la réaction triple de l'hélium et des réactions de fusion des noyaux plus lourds avec le mécanisme refroidissement des neutrinos: à des températures et des pressions élevées, les photons peuvent être diffusés par les électrons avec formation de paires neutrino-antineutrino, qui emportent librement l'énergie du noyau : l'étoile leur est transparente. La vitesse de ceci volumétrique refroidissement des neutrinos, contrairement au refroidissement classique superficiel Le refroidissement des photons n'est pas limité par les processus de transfert d'énergie de l'intérieur d'une étoile vers sa photosphère. À la suite de la réaction de nucléosynthèse, un nouvel équilibre est atteint dans le noyau stellaire, caractérisé par la même température centrale : noyau isotherme.
Dans le cas des géantes rouges de masse relativement faible (de l'ordre du Soleil), les noyaux isothermes sont principalement constitués d'hélium, dans le cas d'étoiles plus massives - de carbone et d'éléments plus lourds. Cependant, dans tous les cas, la densité d'un tel noyau isotherme est si élevée que les distances entre les électrons du plasma formant le noyau deviennent proportionnelles à leur longueur d'onde de De Broglie. λ = h / mv , c'est-à-dire que les conditions de dégénérescence du gaz électronique sont satisfaites. Les calculs montrent que la densité des noyaux isothermes correspond à la densité des naines blanches, c'est-à-dire Les noyaux des géantes rouges sont des naines blanches.

Perte de masse due aux géantes rouges
Les réactions nucléaires chez les géantes rouges ne se produisent pas seulement dans le noyau : à mesure que l'hydrogène brûle dans le noyau, la nucléosynthèse de l'hélium se propage aux régions encore riches en hydrogène de l'étoile, formant une couche sphérique à la frontière entre les régions pauvres et riches en hydrogène. régions. Une situation similaire se produit avec la triple réaction de l'hélium : lorsque l'hélium brûle dans le noyau, il se concentre également dans une couche sphérique à la frontière entre les régions pauvres et riches en hélium. La luminosité des étoiles avec de telles régions de nucléosynthèse « à deux couches » augmente considérablement, atteignant environ plusieurs milliers de luminosités du Soleil, tandis que l'étoile « gonfle », augmentant son diamètre jusqu'à la taille de l'orbite terrestre. La zone de nucléosynthèse d’hélium remonte à la surface de l’étoile : la fraction de masse à l’intérieur de cette zone est d’environ 70 % de la masse de l’étoile. « L'explosion » s'accompagne d'un écoulement assez intense de matière de la surface de l'étoile ; de tels objets sont observés comme des nébuleuses protoplanétaires, par exemple la nébuleuse HD44179 ( dessin).
De telles étoiles sont clairement instables et, en 1956, I.S. Shklovsky a proposé un mécanisme pour la formation de nébuleuses planétaires par la perte des coquilles des géantes rouges, tandis que l'exposition des noyaux dégénérés isothermes de ces étoiles conduit à la naissance de naines blanches (ce scénario pour la fin de l'évolution des géantes rouges est généralement acceptée et étayée par de nombreuses données d’observation). Les mécanismes exacts de perte de masse et de perte supplémentaire de l'enveloppe pour de telles étoiles ne sont pas encore complètement clairs, mais on peut supposer que les facteurs suivants pourraient contribuer à la perte de l'enveloppe :

• Dans les enveloppes stellaires étendues, des instabilités peuvent se développer, conduisant à de forts processus oscillatoires, accompagnés de changements dans le régime thermique de l'étoile. Sur dessin Les ondes de densité de la matière éjectée par l'étoile sont clairement visibles, ce qui peut être la conséquence de telles fluctuations.
• En raison de l’ionisation de l’hydrogène dans les régions situées sous la photosphère, une forte instabilité convective peut se développer. L'activité solaire est de nature similaire, mais dans le cas des géantes rouges, la puissance des flux convectifs devrait largement dépasser celle du solaire.
• En raison de la luminosité extrêmement élevée, la pression lumineuse du flux de rayonnement de l’étoile sur ses couches externes devient importante, ce qui, selon les calculs, peut entraîner la perte de la coquille en plusieurs milliers d’années.

D'une manière ou d'une autre, une période assez longue d'écoulement relativement calme de la matière de la surface des géantes rouges se termine par l'éjection de sa coquille et l'exposition de son noyau. Une telle coquille éjectée est observée comme une nébuleuse planétaire. Les vitesses d'expansion des nébuleuses protoplanétaires sont de plusieurs dizaines de km/s, soit proches de la valeur des vitesses paraboliques à la surface des géantes rouges, ce qui sert de confirmation supplémentaire de leur formation par la libération de la « masse excédentaire » des géantes rouges.

Caractéristiques du spectre
Les spectres des naines blanches sont très différents de ceux des étoiles et des géantes de la séquence principale. Leur principale caractéristique est un petit nombre de raies d'absorption très élargies, et certaines naines blanches (classe spectrale DC) ne contiennent aucune raie d'absorption visible. Le petit nombre de raies d'absorption dans le spectre des étoiles de cette classe s'explique par un très fort élargissement des raies : seules les raies d'absorption les plus fortes, en s'élargissant, ont une profondeur suffisante pour rester perceptibles, et les plus faibles, du fait de leur faible profondeur. profondeur, se confondent pratiquement avec le spectre continu.
Les caractéristiques du spectre des naines blanches s'expliquent par plusieurs facteurs. Premièrement, en raison de la forte densité des naines blanches, l'accélération de la gravité sur leur surface est d'environ 10 8 cm/s² (ou ~1 000 Km/s²), ce qui, à son tour, conduit à de petites étendues de leurs photosphères, à d'énormes densités et pressions en eux et l’élargissement des lignes d’absorption. Une autre conséquence du fort champ gravitationnel à la surface est le redshift gravitationnel des raies dans leur spectre, équivalent à des vitesses de plusieurs dizaines de km/s. Deuxièmement, certaines naines blanches dotées de champs magnétiques puissants présentent une forte polarisation du rayonnement et une division des raies spectrales dues à l'effet Zeeman.

Émission de rayons X des naines blanches
La température de surface des jeunes naines blanches - les noyaux isotropes des étoiles après la perte de leur coquille - est très élevée - supérieure à 2,10 5 K, mais chute assez rapidement en raison du refroidissement des neutrinos et du rayonnement de la surface. Ces très jeunes naines blanches sont observées aux rayons X. La température de surface des naines blanches les plus chaudes est de 7,10 4 K, la plus froide de ~5,10³ K.
Une particularité du rayonnement des naines blanches dans la gamme des rayons X est le fait que la principale source de rayonnement X pour elles est la photosphère, ce qui les distingue nettement des étoiles « normales » : ces dernières ont une couronne de rayons X. chauffée à plusieurs millions de kelvins et la température de la photosphère est trop basse pour l'émission de rayons X.
En l’absence d’accrétion, la source de luminosité des naines blanches est l’énergie thermique stockée des ions dans leur noyau, leur luminosité dépend donc de leur âge. Une théorie quantitative du refroidissement des naines blanches a été élaborée à la fin des années 1940 par S.A. Kaplan.

Accrétion sur les naines blanches dans les systèmes binaires

• L'accrétion non stationnaire sur les naines blanches lorsque le compagnon est une naine rouge massive conduit à la formation de novae naines (étoiles de type U Gem (UG)) et d'étoiles variables catastrophiques de type nova.
• L'accrétion sur les naines blanches avec un champ magnétique puissant est dirigée vers les pôles magnétiques de la naine blanche, et le mécanisme cyclotron du rayonnement du plasma d'accrétion dans les régions circumpolaires du champ provoque une forte polarisation du rayonnement dans la région visible (polaires et polaires intermédiaires).
• L'accrétion de matière riche en hydrogène sur les naines blanches entraîne son accumulation à la surface (constituée majoritairement d'hélium) et son échauffement jusqu'aux températures de réaction de fusion de l'hélium, ce qui, en cas d'instabilité thermique, conduit à une explosion observée comme une nova.