La limite de Chandrasekhar détermine si une étoile meurt comme une naine blanche ou a une masse supérieure à cela, lançant une supernova pour créer un trou noir ou une étoile à neutrons.
Les étoiles sont enfermées dans des batailles contre leur propre gravité, et toutes finiront par être perdues, entraînant des changements violents et drastiques qui marquent la fin de leur vie dans la séquence principale.
Certaines de ces étoiles finiront leur vie sous forme de braises stellaires à refroidissement lent connues sous le nom de naines blanches, mais pour d’autres étoiles, cette étape marque simplement une transition. Ils exploseront dans des explosions cosmiques massives appelées supernovae, créant une étoile à neutrons ou même un trou noir.
Quelle est la limite de Chandrasekhar ?
La valeur de Chandrasekhar pour une naine blanche est généralement considérée comme étant de 1,4 masse solaire, selon l’Encyclopédie d’astronomie SAO, soit 1,4 fois la masse du Soleil. La masse limite de Chandrasekhar, prédite pour la première fois par Subrahmanyan Chandrasekhar en 1931, correspond bien aux observations jusqu’à présent, car nous n’avons pas encore trouvé de naine blanche avec une masse supérieure à 1,4 masse solaire.
Avant d’atteindre l’état de naine blanche, les étoiles perdent d’abord de la masse en perdant leurs couches externes. Cela signifie que 1,4 masse solaire est généralement le noyau stellaire restant.
Selon l’Université de Swinburne, la masse initiale des étoiles qui restent des naines blanches est de 8 masses solaires, bien que d’autres prédictions suggèrent qu’une étoile devrait avoir dix fois la masse du Soleil pour laisser un noyau avec une masse suffisante pour dépasser la limite de Chandrasekhar.
Cependant, s’il s’agit d’un système binaire, le noyau stellaire ne doit pas commencer avec une masse suffisante pour dépasser les limites de Chandrasekhar. Pour les naines blanches à double partenaire, il existe un autre moyen de dépasser cette limite de masse.
Si une naine blanche au bord de la limite de Chandrasekhar accumule de la masse de son partenaire, appelé étoile donneuse, cela pourrait alors la pousser au-delà de la limite de Chandrasekhar. Cela conduit à une combustion thermonucléaire supplémentaire, généralement une fusion de carbone et d’oxygène, et pousse la naine blanche dans une explosion de supernova.
Ces circonstances conduisent à un type très spécifique de supernovae appelée supernovae de type Ia, qui est distincte des supernovae à effondrement du cœur.
L’étoile froide et sombre au centre du nuage bleu brumeux est une naine blanche. La nébuleuse planétaire NGC 2452 est située dans la constellation sud de la Poupe. (Crédit image : ESA / Hubble & NASA. Crédits : Luca Limatola, Budeanu Cosmin Mirel)
Le soleil va-t-il exploser ?
Dans environ 4,5 milliards d’années, le noyau du Soleil manquera d’hydrogène, ce qui signifie qu’il ne pourra plus supporter la fusion nucléaire. Cela signalera la fin de la pression extérieure, qui empêche son noyau de s’effondrer sous l’effet de la gravité.
Au fur et à mesure que le noyau s’effondre, les couches externes du Soleil gonflent dans une série d’éruptions, déclenchant une brève phase de géante rouge pour notre étoile. Dans le cœur, l’hélium formé à la suite de la fusion de l’hydrogène commencera à se transformer en carbone.
Les couches externes éjectées se répandront dans l’orbite de Mars, engloutissant les planètes intérieures, y compris la Terre, devenant finalement une nébuleuse planétaire entourant un noyau stellaire chaud, bien que progressivement refroidi, connu sous le nom de naine blanche.
C’est ainsi que notre Soleil et d’autres étoiles de masse faible à moyenne resteront pendant des billions d’années, ce qui signifie que le Soleil n’explosera pas.
Cependant, ce n’est pas la fin pour toutes les stars. Certains ont suffisamment de masse pour surmonter la phase de naine blanche et initier une fusion nucléaire supplémentaire, une supernova et une transformation en un reste stellaire exotique.
La ligne de démarcation entre ces destins est la limite de Chandrasekhar.
Qu’est-ce qui protège l’énorme étoile Chandrasekhar d’un nouvel effondrement ?
Parce que tout l’hydrogène du noyau stellaire est épuisé à la fin de la séquence principale, la naine blanche restante est composée principalement de carbone créé à partir de la fusion de l’hélium au stade de la géante rouge.
Une naine blanche avec une masse de 1,4 masse solaire ou moins ne peut pas initier la combustion du carbone, mais continue à se contracter jusqu’à ce qu’elle soit arrêtée par la pression de dégénérescence des électrons.
Il s’agit d’un principe de physique quantique qui empêche deux électrons d’occuper le même état quantique et les empêche essentiellement de se rapprocher trop, créant une pression pour soutenir la naine blanche contre sa propre gravité. Mais même cette limite peut être dépassée.
Les restes d’une supernova dans la constellation de Cassiopée. (Crédit image : NASA/CXC/SAO)
Au-delà de Chandrasekhar
Selon l’Encyclopédie SAO d’astronomie, dans les noyaux stellaires d’une masse supérieure à 1,4 fois la masse du Soleil, la combustion du carbone peut être initiée pour former du néon. Cela conduit à d’autres étapes de compression du noyau et à la combustion d’éléments successivement plus lourds jusqu’à ce que l’élément le plus lourd pouvant être synthétisé dans les étoiles, le fer, remplisse le noyau.
Puisqu’aucune autre fusion n’est possible, le noyau stellaire s’effondre pour la dernière fois. Si le noyau a une masse inférieure à 3 fois celle du Soleil, la pression neutronique le protège d’un effondrement complet conduisant à la création d’une étoile à neutrons. C’est l’état le plus dense de la matière, équivalent à une étoile de la taille d’un soleil comprimée dans le rayon d’une ville.
Pour les restes stellaires de plus de 3 masses solaires, qui devraient commencer comme des étoiles entre 10 et 24 masses solaires, un effondrement complet se produit, conduisant à l’étape finale en tant que trou noir.
Dépasser la limite de Chandrasekhar crée non seulement certains des objets cosmiques les plus excitants et les plus mystérieux sous la forme de trous noirs et d’étoiles à neutrons, mais les supernovae qui signalent leur naissance sont une partie vitale de l’évolution de l’univers.
C’est parce que ces explosions cosmiques prennent des éléments lourds synthétisés pendant la durée de vie des étoiles massives et les répandent dans l’espace. Il fournit les blocs de construction qui formeront la prochaine génération d’étoiles et leurs planètes.
Ressources additionnelles
Pour en savoir plus sur Subrahmanyan Chandrasekhar, vous pouvez regarder cette vidéo d’Edupedia World. Pour plus d’informations sur le destin ultime des étoiles les plus massives, lisez la page de la NASA sur les trous noirs.
Bibliographie
- Jones. MH, Lambourne. RJ, sergent. S. « Introduction aux galaxies et à la cosmologie ». (Cambridge University Press, 2015)
- Ryan. SG, Norton. AJ Stellar Evolution et nucléosynthèse. (Cambridge University Press, 2010).
- Vert. SF, Jones. MH « Introduction au Soleil et aux Etoiles ». (Cambridge University Press, 2015)
- « Chandrasekhar Limit », Encyclopédie SAO d’astronomie, Université de Swinburne, (2022)
- « Naine blanche », Hyperphysique (2022).
- « Un type étrange d’étoile agit comme un autre », NASA (2022).
- « Trous noirs », Science de la NASA (2022).
- « La limite de Chandrasekhar », Encyclopædia Britannica.
