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La diversité des étoiles

Evolution d'une étoile de type solaire depuis sa formation dans la nébuleuse de la Lagune. Document T.Lombry.

Une brillante idée (I)

En étudiant plusieurs centaines d'étoiles analysées par ses collègues A.Maury et A.Cannon, en 1905 l'astronome danois Ejnar Hertzprung confirma dans un article intitulé "Giants and Dwarfs" qu'il devait exister deux grandes familles d'étoiles "a", "b" et "c", leurs différences pouvant notamment s'observer dans les caractéristiques de leurs spectres respectifs. Mais il ne put en dire davantage.

En 1913, treize ans avant la publication des travaux d'Arthur Eddington, à une époque où les astrophysiciens s'interrogeaient encore sur la nature du rayonnement des étoiles et du Soleil, l'astronome américain Henry N.Russell publia dans le magazine "The Observatory" un article original intitulé ""Giant" and "Dwarf" Stars" dans lequel il proposa deux nouvelles catégories d'étoiles qu'il appela timidement entre guillemets les étoiles "géantes" et les étoiles "naines".

Cette fois Hertzsprung pouvait donner un nom à son abécédaire stellaire. En 1914, lorsque Hertzsprung et Russell découvrirent que les différents types d'étoiles obéissaient à une relation masse-luminosité et purent apprécier leur évolution dans le diagramme "Spectre-Luminosité" que Russel venait d'inventer, le futur diagramme H-R, ils n'imaginaient pas encore les retombées que leurs découvertes allaient provoquées en astrophysique. Implicitement ils obligeaient les astronomes à repenser l'évolution stellaire encore à ses balbutiements.

On ne le dit jamais assez, mais c'est en 1915 que l'astronome estonien Ernst Öpik (le même qui proposa l'existence d'un nuage cométaire à grande distance du Soleil, qui calcula la distance de M31 et expliqua la formation de la trainée des météores parmi d'autres "premières") calcula pour la première fois la densité d'une étoile dégénérée en prenant l'exemple de l'étoile naine 40 Eridani B.

Öpik fit de nombreuses contributions à la théorie de l'évolution stellaire, suggérant notamment la structure chimique non uniforme (la pelure d'oignon) des étoiles et qui expliqua la structure des étoiles géantes. Malheureusement, certaines de ses théories ne furent jamais acceptées jusqu'à ce qu'elles soient redécouvertes par d'autres.

A consulter : Les étoiles les plus brillantes et les plus proches

Articles historiques

478 KB

Ejnar Hertzsprung (1905) : "Giants and Dwarfs", in "Source Book in Astronomy 1900-1950, Ed.: H. Sharpley, Harvard University Press, 1960, pp248-252

634 KB

Henry N. Russell : "Giant" and "Dwarf" stars, The Observatory, Vol. 36, June 13, 1913, pp324-329

809 KB

Henry N. Russell (1914) : "The Spectrum-Luminosity Diagram", in "Source Book in Astronomy 1900-1950", Ed.: H. Sharpley, Harvard University Press, 1960, pp253-262

14.9 MB

K.Margaret Burbidge, G.R.Burbidge, William A. Fowler, and Fred Hoyle : "Synthesis of the elements in stars", Review of Modern Physics, Vol. 29, issue 4, October 1957, pp547-650. Magazine original également disponible.

Heureux ceux qui étudiaient les étoiles il y a plus d'un siècle car non seulement tout était à découvrir mais le bestiaire stellaire était alors bien plus simple qu'aujourd'hui. En un siècle, le monde des étoiles est devenu très complexe au point que les astronomes sont passés de deux catégories ou types d'étoiles en 1905 à une vingtaine de catégories aujourd'hui sans même parler de leur différents stades évolutifs et des sous-types associés !

Aujourd'hui, pour expliquer le comportement des étoiles et leur diversité, l'astrophysique ne peut plus se contenter des principes de la physique classique et de la mécanique newtonienne. Le cadre expérimental actuel nécessite l'introduction de concepts plus délicats à maîtriser. Ils sont basés sur les lois de la thermodynamique, de la magnétohydrodynamique, de la physique quantique et de la relativité qui complètent les lois traditionnelles dans des conditions physiques extrêmes. L'élaboration de modèles appropriés au rayonnement des étoiles supergéantes, des supernovae, des naines blanches, des pulsars et des trous noirs souligne l'enrichissement mutuel de toutes les sciences à travers l'astrophysique qui est autant une science dure, mathématique, qu'une science de l'observation quand elle cherche à valider ses prédictions théoriques en observant les objets célestes.

L'astrophysique nous apprend que la masse, la luminosité, la taille et en corollaire l'activité des étoiles sont très variables, ce qui a donné naissance à autant de types d'astres que nous allons passer en revue dans les pages suivantes :

- les pré-naines (sous-naines) chaudes pulsantes

- les étoiles PG 1159, les BLAPs (pulsateurs)

- les naines blanches, les pré-ELM et ELM

- les naines noires

- les naines rouges

- les novae et les micronovae

- les supernovae

- les hypernovae et les SLSNe, les GRB

- les étoiles à neutrons, soupe et étoiles de quarks

- les objets de Thorne-Żytkow

- les sources de processus r, kilonovae et FRB

- les pulsars, la famille des pulsars, le RRAT

- le magnétar

- les étoiles Wolf-Rayet

Nous décrirons dans d'autres articles les étoiles géantes, les étoiles doubles et multiples, les étoiles variables, les microquasars, les rémanents de supernovae (SNR) ainsi que le cas particulier de la supernova SN 1987A.

Les phases évolutives (protoétoile, Séquence principale, géante et supergéante, mort des étoiles) sont développées dans l'article consacré à la vie des étoiles tandis que le trou noir est discuté séparément tant il est complexe et fascinant.

Les pré-naines (sous-naines) chaudes pulsantes

Il s'agit d'un type d'étoile compacte qui s'est diversifié au fil du temps, à mesure qu'on découvrit des caractéristiques spécifiques liées soit à leur stade évolutif soit à leur composition chimique. Avec la propension des chercheurs à vouloir tout classer, elles sont aujourd'hui divisées en au moins 3 catégories : les pré-naines, les PG 1159 et les BLAPs que nous allons décrire, mais des chercheurs aimeraient encore les diviser en catégories supplémentaires que nous allons évoquer.

Les pré-naines chaudes sous-entendent qu'il existe des pré-naines froides. Les pré-naines froides sont des étoiles compactes des classes G à M qui produisent leur énergie grâce à la fusion de l'hydrogène dans leur noyau (comme le fait le Soleil).

Les pré-naines chaudes seraient les noyaux d'hélium en fusion de géantes rouges de faibles masses (0.8 à 1.5 M) qui perdirent leur atmosphère d'hydrogène (soufflée, accrétée sur une compagne, ou arrachée par un mécanisme qui reste à découvrir) avant le début de la fusion thermonucléaire de l'hélium. Elles ont ensuite démarré la fusion de l'hélium à travers le flash de l'hélium lorsque leurs noyaux ont atteint la masse critique de 0.47 M. Alternativement, elles pourraient résulter de progéniteurs plus massifs (1.5 à 2.5 M) qui n'ont pas encore démarré le flash de l'hélium, mais qui ont perdu leur enveloppe. Le noyau est devenu tellement chaud et brillant que l'astre appartient aux classes O et B.

La nébuleuse planétaire ESO 577-24 alias Abell 36 située à 1400 années-lumière dans la constellation de la Vierge photographiée par le VLT. C'est tout ce qu'il reste d'une étoile géante qui s'effondra, laissant derrière elle une étoile pré-naine chaude de type O (ou sdO) mais dont la luminosité ne fluctue pas périodiquement. Document ESO.

On estime que les pré-naines chaudes sont les candidates idéales pour former les restes de fusions stellaires. On y reviendra. Les pré-naines représentent une étape intermédiaire avant de devenir des naines blanches.

La seule chose que les pré-naines froides et chaudes partagent avec les étoiles de la Séquence principale, c'est la même classe spectrale et donc la même température.

Les pré-naines chaudes O et B pulsantes sont un nouveau type d'étoile découvert à la fin du XXe siècle. De nombreuses étoiles présentent des variations de luminosité ou des pulsations, dont les étoiles variables, certaines étoiles sous l'influence de leur exoplanète (par ex. HAT-P-2) et même le Soleil qui vibre à très petite échelle et dont la luminosité varie de 0.1% au cours du cycle solaire. Quant aux pulsars, c'est leur rayonnement qui est pulsé. Mais les pulsations dont on parle sont différentes.

Notons que dans la littérature anglo-saxonne - y compris les articles académiques écrits par des astrophysiciens francophones -, la majorité des auteurs utilisent le terme sous-naines (sub-dwarfs) pour définir ces étoiles. Mais Alejandro D. Romero et Thomas Kupfer qui les ont bien étudiées préfèrent les appeller des pré-naines (pre-dwarfs) en raison de leurs propriétés particulières, différentes de celles des étoiles naines (voir plus bas) car les pré-naines froides réalisent encore la fusion de l'hydrogène, les pré-naines chaudes réalisent la fusion de l'hélium, et toutes deux sont différentes des étoiles variables. On y reviendra. Seule une poignée d'articles anglo-saxons utilisent le terme pre-dwarf dans le sens d'une étape préliminaire à celle de naine blanche (cf. A.Rich et W.L. Williams, 1974; P.C.W. Fung et K.W. Wong, 2017; D.Soares, 2019). 

Mais du fait que les acronymes "sdO" et "sdB" leurs ont été attribués depuis des décennies, on voit mal un changement de la nomenclature par l'UAI (bien que possible en théorie si par exemple cela prête à confusion). On continuera donc d'utiliser ces acronymes devenus d'usage courant.

Les premières pré-naines chaudes (sdB) furent découvertes accidentellement au milieu des années 1990 (cf. D.Kilkenny et al., 1997; D.Kilkenny, 2007). Simultanément et indépendamment, une équipe canadienne montra que ces étoiles devaient pulser (cf. S.Charpinet et al., 2001).

En 2016, le satellite Gaia de l'ESA avait identifié 5613 pré-naines chaudes ou candidates (cf. S.Geier et al., 2016) contre à peine 40 dix ans auparavant. Les pré-naines chaudes présentent trois caractéristiques : une faible masse, des pulsations et une température élevée typique des classes O et B, d'où leur acronyme anglais d'étoiles sdO et sdB.

Caractéristiques des sdO et sdB

Parmi leurs caractéristiques, les étoiles compactes sdO présentent une température effective variant entre 39700 et 100000 K. Elles sont beaucoup moins brillantes que les étoiles O de la Séquence principale, avec une luminosité d'environ 10 à 100 fois celle du Soleil. Les étoiles compactes sdB présentent une température effective variant entre ~20000 et 40000 K. Plus de la moitié des sdB ont été découvertes dans des systèmes binaires.

Les deux types de pré-naines chaudes ont une masse variant entre 0.4 et 0.55 M pour un rayon variant entre ~0.15 et 0.25 R. Nous verrons que les plus massive (> 0.5 M) résultent d'une coalescence.

Selon l'astrophyisicien Stephan Geier de l'Université de Postdam, en 2011 on ne pouvait pas encore clairement distinguer une sdB d'une étoile bleue de la Branche Horizontale (BHB) ou d'une naine blanches DA ou DB de faible masse (cf. S.Geier et al., 2011). Grâce aux données du satellite Gaia sur les distances des étoiles proches (< 2 kpc) dont l'incertitude était inférieure à 20%, en 2020 il a pu calculer leur magnitude absolue et les placer correctement dans le diagramme H-R. Il fut alors possible d'identifier les naines blanches mal classées ainsi que les étoiles plus brillantes telles que les BHB ou les étoiles bleues de la Séquence principale (MS-B) comme le montre les diagrammes H-R présentés ci-dessous (cf. S.Geier, 2020).

Aujourd'hui, sachant que la plupart des pré-naines chaudes se regroupent dans le prolongement bleu de la Branche Horizontale (BH) du diagramme H-R, on désigne également ces étoiles compactes sous le nom de Branche Horizontale Extrême (ou l'acronyme EHB en anglais).

A gauche, diagramme H-R (couleur-magnitude absolue) réalisé à partir des données de Gaia DR2 d'un sous-échantillon d'étoiles pré-naines dont les parallaxes sont précises (< 20% d'incertitude). Les points gris indiquent les pré-naines O et B (sdO/B) et les points rouges des étoiles mal classées. A droite, diagrammes HR bicolores de pré-naines chaudes classées sur base spectrométrique. Les pré-naines sdB et sdOB sont indiquées en vert, les sdO en bleu et les pré-naines binaires mixtes en rouge. Documents S.Geier (2020).

Selon le modèle binaire canonique, la majorité des étoiles compactes sdO et sdB sont produites à partir d'étoiles de faible masse. Les deux types se différencient par le fait que les sdO possèdent un noyau dégénéré de cendres nucléaires de (C+O) entouré d'une couche d'hélium qui subit des flashes de l'hélium (He → C et (He+C) → O). Les sdB possèdent un noyau dans lequel la fusion de l'hélium est toujours active (He → C et (He+C) → O). Elles ne possèdent donc pas de couche périphérique au sens propre.

Dans les deux types d'étoiles compactes, tout le reste et donc plus de 50% de l'atmosphère est composée d'hélium, d'où leur acronyme He-sdO, He-sdB. Il ne reste qu'une fine enveloppe d'hydrogène non encore utilisée près de la surface (par comparaison le Soleil comprend plus de 92% d'hydrogène en volume et son noyau ne contiendra que des cendres d'hélium dans seulement ~4.5 milliards d'années). Cette fine couche superficielle d'hydrogène ne peut s'expliquer que par un évènement cataclysmique qui n'a pas encore été formellement identifié.

Sur le plan spectrométrique, le spectre des pré-naines chaudes qui est celui de leur atmosphère ou de leur surface, indique qu'elles contiennent 50 à 100% d'hélium (contre 7.8% pour le Soleil). Les pré-naines sdO présentent un spectre dans lequel les raies d'absorption H et He II dominent tandis que chez les pré-naines sdB, H est dominant mais He I est faible. La majorité des pré-naines présentent un excès de rayonnement dans la partie UV du spectre (NUV - V < 0.5).

Sur le plan astérosismique, les pré-naines chaudes présentent des pulsations en mode p qui varient entre ~2 et 5 minutes, bien que certaines ont une période atteignant 9 minutes. Elles affichent entre 1 mode et plus de 40 modes de pulsation différents. Leur gravité de surface log g varie entre 4.0 et 6.5. Par comparaison, pour le Soleil log g = 4.4 (~25100 g), pour l'étoile naine blanche Sirius B log g = 8 (100 millions de g) et pour la géante Bételgeuse log g = -0.6 (4 g).

Après la découverte des sdB à pulsation rapide, des sondages ont permis de découvrir des sdB à pulsation lente. On a également découvert 105 sdB isolées ou binaires qui, indépendamment des variations de leur vitesse radiale, présentent une vitesse de rotation (Vsin i) très lente (< 10 km/s) mais certaines tournent très rapidement sur elles-mêmes comme EC 22081-1916 dont la vitesse de rotation atteint 163 km/s (cf. S.Geier et al., 2018).

Certaines pré-naines He-sdO présentent aussi un champ magnétique très intense qui résulterait de la coalescence d'une binaire dont les deux composantes sont dégénérées (cf. M.Dorsch et al., 2022).

Enfin, de nombreuses pré-naines chaudes se déplacent à grande vitesse dans la Voie Lactée et se trouvent à des latitudes galactiques élevées.

Malgré ces caractéristiques apparemment bien étayées, les pré-naines chaudes pulsantes cachent encore beaucoup de mystères concernant leurs évolutions physique et spectroscopique (comment elles se forment, comment les BHB perdent leur atmosphère, si les sdB peuvent se transformer en He-sdO et inversement, leur lien éventuel avec les ELM, etc). Il y a du travail en suffisance pour des années de recherche.

Comment les binaires sdO à coeur d'hélium accrètent du CO

Dans un article publié dans les "MNRAS" en 2022, M. Miller Bertolami de l'Institut d'Astrophysique de La Plata en Argentine et ses collègues ont découvert que deux sdO contenaient dans leur atmosphère ~20% de carbone en masse et autant d'oxygène alors que selon les modèles d'évolution stellaire, normalement ces éléments ne représentent que 1% de la masse. Les chercheurs ne s'expliquent pas cette proportion élevée de CO.

Illustration d'une étoile bleue compacte (sdO). Document Wallpaper Abyss.

Mais dans une deuxième étude également publiée dans le même numéro des "MNRAS" en 2022, l'astrophysicien Klaus Werner de l'Université de Tübingen en Allemagne et ses collègues ont proposé un scénario pouvant expliquer cette particularité. Les étoiles compactes sdO riches en hélium (He-sdO) présentent une température effective de 40000 à 50000 K et une gravité de surface log g entre 5.5 et 6.0. Selon les auteurs, "S'ils sont présents, C, N et O sont à l'état de traces. Les schémas d'abondances s'expliquent en termes de nucléosynthèse lors de l'évolution d'une seule étoile (cf. le flash tardif du noyau d'hélium) ou d'une fusion d'un système binaire composé de naines blanches à noyau d'hélium".

Werner et ses collègues ont justement découvert deux étoiles sdO présentant un déficit en hydrogène (PG1654+322 et PG1528+025) qui affichent dans leur spectre des raies du carbone et de l'oxygène exceptionnellement fortes. Leur analyse révèle des abondances étonnamment élevées de C (~20%) et de O (~20%), les deux étoiles étant situées à proximité de la Séquence principale des étoiles riches en hélium.

Les chercheurs en déduisent que ces étoiles se sont formées dans des systèmes binaires accrétants en coalescence très particuliers, formés d'une pré-naine blanche à noyau d'hélium plus massive que sa compagne pré-naine blanche à noyau de carbone et oxygène. Cette dernière fut disloquée et ses gaz dont le C et O sont tombés sur la surface de l'étoile compacte dite à hélium, permettant leur détection par spectroscopie. Or, normalement c'est le phénomène inverse qui se produit; l'étoile compacte à CO accrétant l'étoile compacte à He (si c'est une naine blanche qui accrète une He-sdO, cela se termine par une supernova avec émission d'un SNR, cf. E.B. Bauer et al., 2019). Notons qu'au cours de sa coalescence, le système a dû émettre des ondes gravitationnelles.

Les auteurs proposent de créer "une nouvelle classe spectroscopique pour les sous-naines chaudes déficientes en H (CO-sdO) qui peuvent correspondre aux restes d'une naine blanche à noyau d'hélium qui a accrété la matière d'une naine blanche à noyau de CO en fusion de faible masse". Ils concluent que "les CO-sdO représentent un canal évolutif alternatif créant des étoiles PG1159 en plus de l'évolution d'étoiles uniques qui subissent un flash tardif de leur coquille d'hélium".

Citons quelques pré-naines froides : l'étoile de Kapteyn de classe M et SDSSJ235524.29+044855.7 agencée dans un système binaire à éclipse.

Parmi les pré-naines chaudes (sdO ou sdB), citons Kepler 70, HD 128220, HD 49798, HIP 52181, US 708, SB 290, EC 09582-1137, EC 03089-6421 et J160043.6+074802.9.

Les étoiles PG 1159

Les étoiles PG 1159 évoquées ci-dessus font références à l'étoile PG 1159-035 alias GW Virgo qui est cataloguée comme étoile variable depuis 1979 (cf. J.T. McGraw et al., 1979). Egalement appelées les "pulsateurs GW Vir" (cf. P.-O. Quirion et al., 2007), ce sont des étoiles pulsantes - en fait des pré-naines mais cataloguées séparément - en cours de refroidissement qui sont dans une phase de transition entre les post-AGB très chaudes (Teff entre 75000 et 200000 K) et les naines blanches DO (voir plus bas). 

Leur atmosphère est riche en hélium avec des traces de carbone et d'oxygène. Leur gravité de surface log g varie entre 4 et 8 soit, dans les cas extrêmes, identique à celle des naines blanches (cf. R.F. Green et al., 1986; K.Werner, 2001; S.D. Huegelmeyer et al., 2006).

Les PG 1159 présentent des pulsations non-radiales d'ondes de gravité (mode g) qui remontent depuis les profondeurs mais également beaucoup d'autres modes de pulsations avec des périodes comprises entre ~5 et 50 minutes (cf. D.E. Winget, 1998; T.Nagel et K.Werner, 2004).

En 2018, on avait identifié 32 étoiles PG 1159. Parmi celles-ci, citons PG 1159-035, PG 0122+200, PG 1707+427, RX J2117.1+3412 et HE 1429-1209.

Les BLAPs

En 2017, l'équipe de Paweł Pietrukowicz de l'Observatoire de l'Université de Varsovie découvrit des étoiles pré-naines chaudes pulsantes ou BLAPs (Blue Large-Amplitude Pulsators) qui oscillent en mode g ou p. On peut les inclure parmi les sdB. Leurs amplitudes photométriques ne dépassent pas quelques pourcents (0.2-0.4 mag) sur une période de 20 à 40 minutes. Dans le mode fondamental, leur courbe lumineuse ressemble à celle des Céphéides classiques, des Delta Scuti et des RR Lyrae (cf. la classification des étoiles variables) mais la comparaison s'arrête là.

Lorsque ces étoiles ont converti tout l'hydrogène contenu dans leur noyau en hélium, elles entament la fusion de l’hélium. La libération de chaleur fait dilater leur enveloppe qui les transforme en géantes rouges.

Selon une étude publiée par l'équipe d'Alejandro D. Romero de l'Université fédérale de Rio Grande do Sol du Brésil dans les "MNRAS" en 2018 (en PDF sur arXiv), les "BLAPs sont la contrepartie chaude des étoiles pré-naines blanches de très faible masse" (pré-ELM ou pre-extremely low mass white dwarf) déjà connues, qui sont des étoiles de faible masse à noyau d'hélium résultant de l'évolution d'un système binaire en interaction." En utilisant des séquences entièrement évolutives, les chercheurs ont montré que les BLAPs sont bien représentés par les modèles pré-ELM avec une température effective de ~30000 K et une masse stellaire de ~0.34 M.

Les BLAPs peuvent atteindre 8 M en début de vie. Elles sont très chaudes, avec une température effective comprise entre 20000 et 40000 K et rayonnent d'un éclat bleuté. Elles sont excessivement brillantes. Selon Romero, leur gravité de surface atteint ~80000 g (log g = 4.9).

Parmi les pré-naines B, la classe V361 Hya possède un mode d'oscillation de pression, c'est-à-dire que leurs pulsations sont produites par les fluctuations de la pression interne de l'étoile. La classe V1093 Sa sont des pulsateurs en mode g, oscillant sous l'effet des ondes de gravité (à ne pas confondre avec les ondes gravitationnelles).

Les BLAPs de haute densité ou pulsateurs

Récemment, une équipe de vingt-cinq astronomes dirigée par Thomas Kupfer de l'Université de Californie à Santa Barbara découvrit un nouveau type de pré-naines chaudes, les pulsateurs (pulsators), dont la luminosité varie rapidement et avec une grande amplitude. Leurs pulsations ressemblent à celles des pré-naines sdB. Cela signifie que les deux types d’étoiles pourraient être apparentés. Les détails de cette découverte furent publiés dans "The Astrophysical Journadl Letters" en 2019.

Les pulsateurs sont des BLAPs de haute densité qui présentent des oscillations typiques des modes p et les propriétés spectroscopiques des pré-naines chaudes B, mais dont les amplitudes sont supérieures à 10% en raison d'un changement périodique de température, de rayon ou des deux paramètres. De plus, ils présentent d'importantes variations de vitesse, de température et de gravité de surface au cours du cycle de pulsation, caractéristiques des pulsateurs à mode radial, c'est-à-dire dont le rayon varie. Selon Kupfer, "ceux ayant les plus grands changements de luminosité sont généralement des pulsateurs radiaux, respirant au rythme du changement de taille de l'étoile."

Illustration d'un pulsateur ou BLAP à haute densité, c'est-à-dire une étoile pré-naine chaude O pulsante dont la luminosité fluctue avec une période de quelques minutes en raison d'une changement de température et/ou de taille. Document T.Lombry.

Initialement, Kupfer et ses collègues de Caltech cherchaient des étoiles binaires ayant des périodes inférieures à une heure dans les données du sondage Zwicky Transient Facility (ZTF), un programme d'étude du ciel effectué à l'Observatoire du Mont Palomar. Quatre systèmes se sont distingués par d'importants changements de luminosité sur une période comprise entre 200 et 475 secondes soit moins de 8 minutes. En suivant ces étoiles, les chercheurs ont rapidement confirmé qu'il s'agissait bien d'étoiles isolées, de pulsateurs, et non de systèmes binaires.

Travaillant avec ses collaborateurs de Caltech dont Evan Bauer et Lars Bildsten, directeur du Kavli Institute for Theoretical Physics (KITP), Kupfer découvrit que les pulsateurs sont des pré-naines chaudes de type O, c'est-à-dire des étoiles présentant environ 10% du rayon du Soleil (soit moins de 70000 km de rayon) mais concentrant entre 20 et 50% de la masse du Soleil et dont la température effective est extraordinairement chaude, jusqu'à 50000 K (contre 5772 K pour le Soleil).

Selon Bildsten, "ces étoiles ont certainement terminé la conversion de tout l'hydrogène de leur noyau en hélium, ce qui explique pourquoi elles sont si petites et peuvent osciller si rapidement".

Les chercheurs étudient toujours le mécanisme exact derrière les oscillations des pré-naines chaudes pulsantes mais pensent qu'il peut s'agir de modes radiaux instables produits par ce que l'on appelle le mécanisme kappa du fer (ou κ-mécanisme, "kappa" désignant le coefficient d'absorption du rayonnement ou opacité du milieu), dans lequel une accumulation de fer dans l'étoile produit une couche d'énergie qui entraîne une pulsation. En étudiant en détail ces pulsations, les astronomes espèrent en apprendre davantage sur les propriétés internes de ces étoiles.

La découverte de ces étoiles fut une surprise. En effet, les chercheurs n'avaient pas prédit l'existence de ces étoiles, mais, rétrospectivement, les pulsateurs s'intègrent parfaitement aux derniers modèles d'évolution stellaire.

En raison de la faible masse des pulsateurs, les chercheurs estiment que ces étoiles commencent leur vie comme le Soleil, en convertissant par réaction thermonucléaire l'hydrogène contenu dans leur noyau en hélium. Si les pré-naines B sont généralement considérées comme en train de réaliser la fusion de l'hélium soit dans leur noyau soit autour du noyau, les pulsateurs ont perdu leur enveloppe externe avant que l'hélium ne soit suffisamment chaud et dense pour déclencher la fusion de l'hélium. L'enveloppe de ces étoiles aurait également été accrétée par un compagnon massif. Mais jusqu'à présent, les quatre pulsateurs identifiés n'ont pas ou plus de compagnon.

Cette découverte indique que les pulsateurs comprennent différents types d'étoiles, certaines réalisant la fusion de l'hélium et d'autres pas.

En étudiant les pulsations en mode radial de ces étoiles, les chercheurs espèrent déterminer leur masse et leur rayon et comparer ces mesures aux modèles stellaires, ce qui n’était pas possible auparavant (sur des étoiles n'oscillant pas en mode radial). Selon Bauer, "nous avons pu comprendre les pulsations rapides en les adaptant aux modèles théoriques avec des noyaux de faible masse constitués d'hélium relativement froid." En étudiant ces pulsateurs, les astronomes peuvent acquérir des connaissances inattendues sur l'évolution stellaire.

Kupfer pense que cette découverte n'est qu'un début : "Je m'attends à ce que ces vastes sondages comme le Zwicky Transient apportent de nombreuses découvertes inattendues dans le futur." Affaire à suivre.

Les naines blanches

Quand tout le combustible nucléaire est consommé, une étoile semblable au Soleil se contracte spontanément sous l’effet de la gravitation au point de se transformer en une petite sphère blanche de la dimension d'une petite planète (1500 à 50000 km de diamètre). Dans le cas du Soleil, cet évènement se produira dans 10 milliards d'années.

Poussée par le rayonnement stellaire général, l'enveloppe entourant le coeur de l'étoile va s'échapper dans l'espace, le plasma et les gaz neutres prenant la forme d'une nébuleuse planétaire.

Messier 57, la célèbre nébuleuse annulaire de la constellation de la Lyre présentée ci-dessous à gauche est l'illustration typique de ce processus. La petite étoile située au centre de la nébuleuse est le coeur d'une ancienne étoile géante qui a perdu son atmosphère que l'on découvre aujourd'hui sous la forme de cet anneau multicolore. L'étoile centrale est devenue une naine blanche, très chaude et très brillante, qui lentement se refroidit et disparaitra à nos regards, ne laissant derrière elle qu'un halo nébuleux de gaz chaud qui, s'il n'est pas alimenté par les éléments du milieu interstellaire et irradié par le rayonnement UV d'étoiles proches, se refroidira et s'assombrira progressivement, seule trace réminiscente de son passé glorieux.

A lire : L'astronomie des Dogon

A gauche, M57, la nébuleuse réminiscente de la dissipation de l'atmosphère extérieure d'une étoile géante. Il ne reste aujourd'hui que son noyau, la petite étoile naine de magnitude 16 que l'on discerne au centre de la nébuleuse qui est l'une des rares étoiles de ce type qui soit visible dans un instrument de 300 mm d'ouverture lorsque les conditions d'observation sont idéales. Au centre, l'étoile naine Sirius B photographiée par le Télescope Spatial Hubble en 2005. L'étoile naine blanche située à 8.6 années-lumière scintille faiblement en dessous de Sirius. Elle est 10000 fois plus pâle que Sirius et 500 fois plus pâle que le Soleil. Du fait de cette grande différence d'éclat elle demeure invisible dans la plupart des télescopes car elle est noyée dans le rayonnement de l'étoile géante. Sa masse est légèrement inférieure à celle du Soleil pour un diamètre légèrement inférieur à celui de la Terre (12000 km). Elle présente un type spectral DA2 et une température effective de ~25000 K comparés aux 10500 K de Sirius. L'étoile naine fut résolue pour la première fois en 1862 par l'opticien Alvan Clark à l'Observatoire Dearborn. A droite, l'orbite de Sirius B. Elle atteindra l'apoastre en 2025 où elle présentera une séparation maximale de 11.3". Documents NASA/ESA/STScI et T.Lombry.

Entre sa maturité et sa phase terminale, une étoile naine devient en moyenne un million de fois plus petite et donc de plus en plus dense jusqu'à atteindre une limite, la pression de Fermi (voir plus bas), tandis que sa température diminue progressivement, passant de 100000 à moins 4000 K sur une période de plusieurs milliards d'années. Pour mémoire, Sirius B a une température effective de ~25000 K et Procyon B de 7740 K (contre 5772 K pour le Soleil).

Aujourd'hui toutes les galaxies et leur cortège d'amas globulaires sont peuplées de milliards d'étoiles naines, la plupart sont encore chaudes et donc "blanches" mais beaucoup sont déjà tièdes ou presque froides (jusque 0°C en surface).

En théorie, les étoiles très peu massives y compris celles nées au début de l'ère stellaire il y a plus de 13.2 milliards d'années sont probablement totalement inertes et froides aujourd'hui avec une température négative en surface. On pourrait les qualifier de naines "noires" car du fait de leur état et de leur petite taille elles sont totalement invisibles. Mais elles ne sont peut-être pas indétectables dans la mesure où certaines pourraient orbiter autour d'autres étoiles et former des systèmes multiples. A ce jour, aucune étoile naine noire n'a été découverte. Dans tous les cas si elle ne brille pas et ne permet pas une analyse spectroscopique il sera difficile de la distinguer d'une planète errante (voir plus bas).

Tel est l'avenir de notre Soleil et de la majorité des autres étoiles, soit selon les estimations de Gilles Fontaine de l'Université de Montréal et ses collègues de 97% des étoiles de la Voie Lactée. De la majorité d'entre elles, car même les étoiles plus massives que le Soleil - entre 6 et 10 M sur la Séquence principale - perdront la plus grande partie de leur atmosphère dans l’espace à la fin de leur vie et deviendront des étoiles naines sans avoir explosé au préalable.

Caractéristiques des naines blanches Sirius B et Procyon B comparées à la Terre. Document T.Lombry (photo : DSCOVR/NASA).

La masse des naines blanches connues varie entre 1.35 et 0.2 M. Selon les calculs de l'astronome indien Subrahmanyan Chandrasekhar, toutes les étoiles naines ont une masse nucléaire maximale d'environ 1.4 M.

Si l'étoile est plus massive (plus de 10 M environ sur la Séquence principale ou plus de 1.4 M dans le noyau en fin de cycle), la pression de dégénérescence des électrons est insuffisante pour retenir la force de gravité et l'étoile continue à s'effondrer sur elle-même du fait de sa propre gravité.

En vertu des relations d’incertitudes de Heisenberg et sous le poids de l'étoile, les électrons libres du noyau s’infiltrent parmi les cendres nucléaires et y déclenchent une réaction de fusion qui conduira à former un noyau d'O-Ne-Mg ou de fer. La matière est tellement compressée qu'elle prend une structure cristalline. Il n'est donc pas exagéré de dire que le noyau d'une étoile naine est composé de cristaux métalliques d'oxygène et de carbone.

Ceci dit, dans un article publié en 2018 dans la revue "Nature", la postdoctorante Noemi Giammichele du CNRS et ses collègues de l'Université de Montréal ont fait une découverte qui risque de bouleverser les théories de l'évolution stellaire. En effet, sachant que la structure du coeur des naines blanches est mal connue, grâce au télescope spatial Kepler, les chercheurs ont étudié l'étoile naine blanche KIC08626021 située à 1375 années-lumière à la limite des constellations du Cygne et de la Lyre. Ils sont parvenus à cartographier par sondage astérosismique sa structure interne et à analyser sa composition. Ils ont découvert que son noyau cristallin d'oxygène est homogène mais deux fois plus grand que prévu. Il représente une masse de 0.45 M et se compose d'environ 86% en masse d'oygène, des valeurs respectivement 40% et 15% supérieures aux modèles décrivant ce type d'étoile.

Cette découverte ne cadre pas avec les théories de l'évolution stellaire et leurs constitutions physiques. Mais loin de décourager les astrophysiciens, elle leur offre l'oppportunité d'ouvrir une nouvelle voie pour calibrer ce qu'on appelle la cosmochronologie[1] des naines blanches, c'est-à-dire la détermination de l'âge des disques galactiques et en particulier de la Voie Lactée grâce aux naines blanches.

A consulter : L'évolution stellaire en quelques formules

A gauche, structure interne d'une étoile naine de type DA. Au centre, structure interne de différents types d'étoiles naines blanches comparées à l'étoile dégénérée PG 1159 qui est sur le point de devenir une naine blanche et dont la température effective est comprise entre 75000 et 200000 K. A droite, photo en couleurs composites (bandes YIG) du système binaire CTOI 53309262 comprenant une naine blanche. Documents T.Lombry, inspiré de David Darling et M.Mugrauer et K.-U. Michel/PanSTARRS.

Malgré la rigueur des équations qui permettent de modéliser les étoiles naines, les astrophysiciens nous rappellent qu'il reste des incertitudes quant au nombre d’électrons par baryon dans le noyau d'une telle étoile ce qui peut rendre la solution de l’équation de Chandrasekhar plus instable. S'ajoute le fait que le profil de l’entropie et la pression coulombienne dans le noyau renormalisent certains facteurs, conduisant à modifier la masse de Chandrasekhar, si bien qu’aujourd’hui encore la masse critique peut varier entre 1.2 M et 2.0 M.

Caractéristiques des étoiles naines

Dans une étoile naine arrivée en fin de vie ou trop peu massive, les réactions thermodynamiques sont inertes. Elles sont remplacées par des phénomènes relativistes et quantiques. Autrement dit, dans ce type d'étoiles les réactions chimiques sont interrompues (ou n'ont pas démarré), se sont des astres "froids" qu'il est possible de modéliser sur base d'une température nulle.

En 1932, le physicien soviétique Lev Davidovitch Landau[2] démontra que dans une étoile naine l'effondrement atomique était arrêté par les forces de répulsions nucléaires. Resserrés jusqu'à la dégénérescence, les atomes sont détruits car les électrons ont repris leur liberté. L'absence de réactions de nucléosynthèses permet aux électrons libres de convertir les protons en neutrons et, selon sa masse, de transformer l'astre en étoile à neutrons, en pulsar ou en trou noir, des entités plus étonnantes encore sur lesquelles nous reviendrons.

Cette matière qui n'est ni un gaz ni un plasma offre une "pression de dégénérescence" ou “pression de Fermi” qui obéit au principe d'exclusion de Pauli[3]. Cette pression qui ne s’explique qu’en termes quantiques empêche la force de la gravitation d'agir. Les nucléons sont comprimés les uns sur les autres, la densité pouvant atteindre la folle valeur de 1000 tonnes par cm3, avec une moyenne d'un million de fois la densité de la Terre ! La valeur exacte est encore largement débattue mais oscille entre 104 et 109 g/cm3 ! Sur une étoile naine comme Sirius B, la gravité en surface atteint 100 millions de g !

L'étoile Lucy, BPM 37093, un diamant de 1500 km de diamètre !

En raison de leur gravité de surface qui peut dépasser 400000 fois celle de la Terre, les astrophysiciens pensent que la surface des étoiles naines est également très particulière. Elle pourrait former une croûte de 50 km d'épaisseur constituée en surface de matière ordinaire mais en profondeur d'un réseau cristallin d'atomes de carbone et d'oxygène, une structure très étrange qui rappelle... le diamant !

Il fallut quelques années pour confirmer cette théorie, mais en 2004 l'astronome Travis Metcalfe et son équipe du Centre d'Astrophysique Harvard-Smithsonian découvrirent à 50 années-lumière dans la constellation du Centaure une étoile naine blanche dont le noyau est cristallin et vraisemblablement constitué d'un gigantesque diamant de 1500 km de diamètre ! Imaginez les carats que cela doit représenter... De Beers et bon nombre d'entre nous y effectueraient bien quelques forages !

Baptisée "Lucy" en hommage à la célèbre chanson des Beatles "Lucy in the Sky with diamonds", cette étonnante étoile naine cataloguée BPM 37093 ne fait pas que briller mais elle résonne également comme un gigantesque gong soumis à des pulsations régulières. C'est en analysant ces pulsations que Metclafe et son équipe ont pu étudier l'intérieure de l'étoile, de la même manière que les géologues utilisent les séismographes pour étudier la constitution interne de la Terre.

Dans le coeur effondré d'une étoile naine, la température centrale est extrêmement élevée. Dépendant de l'agitation des noyaux, elle peut atteindre 100 millions de degrés en début de cycle. En surface en revanche la température avoisine en général 10000 K mais peut occasionnellement être dix fois supérieure. Les étoiles naines se refroidissent rapidement, au moins en termes astronomiques, raison pour laquelle assez peu d'étoiles naines ont été découvertes, tout au plus un millier d'objets sur les milliards existants.

Au début de leur vie les étoiles naines brillent d’un éclat blanc-bleuté mais sans émotion : ni la chaleur ni le froid ne les font réagir, que du contraire. Une étoile naine n'a aucun moyen de conserver sa chaleur à moins d'accréter la matière d'une étoile proche. Ainsi si elle forme un couple avec une étoile géante, celle-ci perdra une partie des couches supérieures de son atmosphère au profit de l'étoile naine qui verra son atmosphère se remplir d'hydrogène. L'étoile naine se transformera alors en une étoile variable cataclysmique qui peut évoluer en nova suite à l'explosion de l'enveloppe d'hydrogène. Les naines blanches riches en carbone et oygène agencées en système binaire, peuvent également exploser en supernovae de Type Ia, dite thermonucléaires. On y reviendra page 4.

Cristallisation et chaleur latente

Le processus et la durée de refroidissement d'une naine blanche sont encore mal compris. Selon les modèles, pendant le refroidissement il se produit une transition de phase conduisant à la cristallisation des ions carbone et oxygène non dégénérés dans le noyau, ce qui dégagerait une grande quantité de chaleur latente et retarderait le processus de refroidissement d'environ un milliard d'années. Cependant, jusqu'à présent aucune preuve observationnnelle ne supportait cette théorie.

En 2019, grâce au satellite astrométrique Gaia de l'ESA, Pier-Emmanuel Tremblay de l'Université de Warwick et ses collègues eurent l'occasion d'étudier 15000 naines blanches situées à moins de 100 parsecs soit ~326 années-lumière du Soleil. Dans une étude publiée dans la revue "Nature", les chercheurs ont annoncé la découverte d'une population d’étoiles de type DA (naines riches en hydrogène) de couleur et de luminosité particulières en excès par rapport aux modèles actuels. Leur état coïncide avec le moment où la chaleur latente est libérée pendant la phase de la cristallisation (il s'agit des étoiles entre les pointillés oranges dans le schéma présenté ci-dessous à gauche).

A gauche, diagramme HR en lumière verte (G) des naines blanches proches révélant une zone anormale où elles sont trop nombreuses selon les modèles actuels. Mais leur présence s'explique en raison du processus de cristallisation de leur noyau. Au centre, diagramme HR de deux populations de naines blanches en cours de refroidissement. Chaque seconde correspond à 1 milliard d'années. A droite, les trajets évolutifs ou isochrones de quelques naines blanches; les points oranges indiquent le point prédit de démarrage de la cristallisation du noyau. L'axe des abscisses représentant le temps, on constate qu'il faut beaucoup de temps pour qu'une naine blanche se refroidisse. Documents P.E.Tremblay et al. (2019) adaptés par l'auteur et animation de Sihao Cheng et al. (2019).

Grâce à des modélisations, les chercheurs ont montré que le processus de cristallisation libère de la chaleur latente mais en plus le refroidissement peut être ralenti de 2 milliards d'années suite à la libération de l’énergie gravitationnelle due à la sédimentation des éléments dans les noyaux de cristallisation.

En résumé, tous les naines blanches se cristalliseront à un moment donné de leur évolution. Cela signifie que les milliards de naines blanches présentes aujourd'hui dans notre Galaxie ont déjà terminé ce processus et sont pour ainsi dire autant de sphères cristallines dans le ciel.

Connaissant bien le cycle de vie des naines blanches, en étudiant l’énergie ainsi libérée par la cristallisation et les retards de refroidissement, les astrophysiciens pourront déterminer avec plus de précision l'âge des naines blanches.

Une atmosphère rayonnante

L'atmosphère d'une étoile naine prend un aspect très étrange qui n'a plus rien à voir avec une atmosphère ordinaire. Si les éléments les plus lourds comme le carbone sont cloués sur la surface de l'étoile en raison de la gravité, dans une étoile naine de 10000 K les éléments plus légers ne peuvent pas non plus s'en échapper. Seul l'hydrogène ou l'hélium, les deux éléments les plus légers s'échappent dans l'atmosphère, ou ce qui convient d'appeler une atmosphère car étant donné la force de gravité son épaisseur ne dépasse pas quelques centaines de mètres.

Grâce à un échantillonnage qui se complète chaque année, si on suit les modèles théoriques on constate que toutes les étoiles naines ayant une atmosphère d'hydrogène portée à plus de 55000 K et rayonnant en ultraviolet présentent une atmosphère qui s'opacifie en raison de la présence d'éléments lourds dans leur atmosphère. Leur opacité croit brutalement au niveau de 54000K qui pourrait correspondre à une augmentation notable d'éléments du groupe du fer.

D'autres étoiles naines sont des sources de rayons X peu pénétrants et de rayonnement ultraviolet de très forte énergie. Ainsi, en rayons X mous et en UV lointain, Sirius B brille plus fort que Sirius !

A gauche, variation du flux émergeant de rayonnement UV extrême et de rayons X des étoiles naines en fonction de la température mesuré dans les raies du SI et SII par le satellite ROSAT. Les lignes continues représentent l'atmosphère d'hydrogène pur. A droite, l'étoile naine HZ43 est atypique car sa couronne, la partie blanche centrale, émet un intense rayonnement X car elle est constituée d'un gaz ténu porté entre 1 et 10 millions de degrés. Documents STAR adapté par l'auteur et NASA-GSFC/ROSAT.

Dans une étoile naine ordinaire, l'atmosphère relativement froide est si peu épaisse qu'elle est à peu près transparente aux rayons X. Mais exceptionnellement quelques rares naines X telle HZ43 dont on voit une photo ci dessus à droite présente une couronne qui irradie fortement en rayons X car son atmosphère d'hydrogène et d'hélium est portée entre 1 et 10 millions de degrés. Grâce à cette émission, les astrophysiciens peuvent étudier la structure de son atmosphère au moyen de satellites sensibles à ce rayonnement tel ROSAT ou Chandra.

Quand les étoiles naines rétrécissent

En 1933, Chandrasekhar et Milne avaient prédit dans un article publié dans les "MNRAS" que les étoiles naines rétrécissent à mesure qu'elles gagnent en masse. La raison, disaient-ils, était due à la pression du gaz d'électrons dégénéré. Comme nous l'avons expliqué, pour ne pas s'effondrer sous son propre poids, une naine blanche génère une forte pression vers l'extérieur. Pour ce faire, pendant qu'elle accumule plus de masse, ses électrons se resserrent dans un espace de plus en plus étroit. Les astrophysiciens ont bien observé cette tendance chez un petit nombre de naines blanches. Mais de nouvelles données recueillies auprès de milliers d'autres étoiles naines prouvent que la règle s'applique à une vaste gamme de masses d'étoiles naines blanches.

Redshift gravitationnel en fonction du rayon photométrique d'étoiles naines blanches de 5000 et 25000 K (le rayon photométrique est mesuré à partir de la distribution d'énergie spectrale et de la distance de l'étoile). Document V.Chandra et al. (2020) adapté par l'auteur.

Dans un article publié dans "The Astrophysical Journal" en 2020 (en PDF sur arXiv), Vedant Chandra de l'Université Johns Hopkins et ses collègues ont examiné les tailles, les masses et la couleur de 3316 étoiles naines blanches DA situées jusqu'à 500 parsecs.

Un effet de la relativité générale est qu'elle peut produire un effet Doppler gravitationnel qui déplace la couleur apparente de la lumière des étoiles vers le rouge, ce qu'on appelle le rougissement gravitationnel. Une naine blanche étant très compacte et massive, elle génère un puissant champ gravitationnel. Plus la naine blanche est dense et massive, plus sa lumière se décale vers les longues longueurs d'ondes, vers le rouge. Cette caractéristique a permis aux chercheurs d'estimer la masse des naines blanches solitaires. Elle correspond étroitement aux prédictions des modèles théoriques.

Cette confirmation rassure les astrophysiciens qui pourront utiliser cette méthode lors de futures observations pour contraindre empiriquement la composition et l'évolution du noyau des naines blanches.

Notons que les modèles théoriques prédisent également que plus les naines blanches sont chaudes, plus elles seront "gonflées" par rapport aux étoiles plus froides de même masse. Dans le cas des naines binaires, sans ce mécanisme de fusion qui maintient l'étoile "gonflée", elle finirait pas s'effondrer, générant une supernova de Type Ia. On y reviendra.

Disque d'accrétion

Une étoile naine blanche peut former un système multiple, hériter d'un cortège planétaire ou s'entourer d'un nuage de débris comprenant notamment des astéroïdes et des comètes capables d'interagir avec l'étoile. Mais comme dans tout système régi par la gravitation, en théorie en moins d'un milliard d'années tous les débris en orbite finissent par tomber sur l'étoile et le disque d'accrétion disparait.

NGC 7293 et ZZ Piscium : entourées d'un nuage de débris

L'étude par spectroscopie infrarouge de l'étoile centrale de la nébuleuse de l'Hélice NGC 7293 présentée ci-dessous à gauche suggère la présence autour de l'étoile naine d'un nuage de poussière formé par des collisions cométaires. Il s'étendrait entre ~35 et ~150 AU, soit l'équivalent de la Ceinture de Kuiper du système solaire.

Selon une étude publiée en 2007 par K.Y.L. Su de l'Université d'Arizona et ses collègues dans "The Astrophysical Journal Letters", c'est l'accrétion de ces débris qui provoque l'émission de rayons X par l'étoile naine. De même, l'excès de brillance en infrarouge de la naine blanche G29-38 alias Gliese 895.2 (ZZ Piscium) observée en 2015 par Marco Rocchetto de l'Université College de Londres et ses collègues suggère que l'étoile est entourée d'un nuage de poussière. Celui-ci se serait formé il y a environ 500 millions d'années par son progéniteur AGB, une phase stellaire sur laquelle nous reviendrons.

A gauche, la nébuleuse planétaire de l'Hélice (Helix) NGC 7293 située à 650 années-lumière dans la constellation du Verseau. A droite, illustration du système G29-38 (ZZ Piscium alias Gliese 895.2), une étoile naine blanche entourée d'un disque d'accrétion. Documents NASA/ESA/STScI et NASA/JPL-Caltech/GSFC.

En étudiant la photosphère de 134 naines blanches, Rocchetto et ses collègues ont découvert la présence d'une teneur élevée en métaux (Al, Si, Ca, Fe, Ni, etc.) qui ne s'explique que par la présence alentour de planètes, de poussière ou de débris. Les chercheurs estiment qu'une fraction des 27% d'étoiles naines étudiées présentent un disque d'accrétion, valeur estimée à au moins 15% par Edward M.Sion et ses collègues en 2009 pour les étoiles DAZ et DZ (voir plus bas) situées dans un rayon de 67 années-lumière (20 pc).

Il est également possible que les naines blanches soient entourées par les noyaux dépouillés des planètes rocheuses qui auraient survécu à la phase géante rouge de leur étoile. En effet, en libérant leurs couches externes, ces étoiles ont soufflé les couches légères de leurs exoplanètes éventuelles, ne laissant que leur coeur métallique. Les astronomes pourraient les détecter en recherchant les signatures de leur interaction avec le champ magnétique de la naine blanche comme l'a proposé Dayal Wickramasinghe et ses collègues en 1998.

Notons que l'étoile naine blanche riche en métaux WD 1145+017 est la première naine blanche observée par les astronomes dont un planétésimal ou une exoplanète mineure est en cours de désintégration et passe régulièrement en transit devant l'étoile. Selon une étude publiée par Jay Farihi de l'UCL de Londres et ses collègues dans la revue "Science" en 2013, la désintégration du planétésimal génère un nuage de débris qui passe devant l'étoile toutes les 4.5 heures, provoquant son assombrissement pendant 5 minutes avec une intensité variable.

LSPM J0207+3331 : entourée d'anneaux

Dans le cadre du projet distribué Backyard worlds : Planet 9 géré par Marc Kuchner du centre GSFC de la NASA et accessible au public grâce à Internet, la volontaire Melina Thévenot, une scientifique allemande, a découvert un objet trop petit pour être une étoile mature, trop grand pour être une planète et trop brillant sur les images infrarouges de NEOWISE pour être une naine brune proche (Planet 9 a déjà permis de découvrir 1000 naines brunes en 2 ans).

Illustration de l'étoile naine LSPM J0207+3331 située à 145 années-lumière dans la constellation du Capricorne âgée de ~3 milliards d'années et toujours entourée d'anneaux de débris. Document T.Lombry.

Pour identifier cet astre, Thévenot sollicita l'aide des responsables du projet dont Kuchner qui dirigèrent sur l'astre le télescope Keck II de 10 m de diamètre installé à Hawaii. Il s'avéra qu'il s'agissait d'une étoile naine blanche cataloguée LSPM J0207+3331 située à 145 années-lumière dans la constellation du Capricorne.

Dans un article publié par l'équipe de Kuchner dans "The Astrophysical Journal Letters" en 2019, les chercheurs rappellent que des excès infrarouges ont déjà été découverts autour de naines blanches ayant des températures effectives comprises entre 7200 et 25000 K. Ce rayonnement est provoqué par un disque de poussière comme dans les exemples décrits précédemment mais généralement il disparaît un milliard d'années après la naissance de l'étoile.

Dans le cas de J0207, les analyses confirment que la naine blanche est l'une des plus froides avec une température effective de seulement ~5500 K et est âgée d'environ 3 milliards d'années. Or elle est toujours entourée d'anneaux de débris. L'existence de ces anneaux suggère qu'ils sont toujours alimentés en poussières, ce que les modèles actuels ne prévoient pas et qu'il faudra donc réviser.

Les chercheurs estiment que le profil du signal infrarouge pourrait correspondre à deux composantes distinctes : un anneau mince situé dans la zone où les marées de l'étoile brisent les astéroïdes et un anneau plus large plus proche de l'étoile. Pour en avoir la confirmation, il faudra attendre les observations du futur télescope spatial James Webb dont le lancement est prévu le 18 décembre 2021.

Chimie des étoiles naines

Les étoiles naines ne présentent pas toutes la même composition chimique et elles ne suivent pas toutes la même évolution. Les astronomes les ont classées en deux groupes qui sont eux-mêmes subdivisés en fonction de la température :

- Le type DA dont l'atmosphère est riche en hydrogène

- Le type DO et DB dont l'atmosphère est riche en hélium (He I et He II), la recombinaison de He II donnant He I dans le type DO

- Le type DC dont le spectre est continu sans raies apparentes

- Le type DQ dont l'atmosphère est riche en carbone

- Le type DZ dont le spectre ne présente que des raies, sans H ni He.

La lettre D fait référence à leur nom anglais "Dwarf" (naine, mais que l'on traduit également par dégénérée) tandis que la lettre suivante fait référence à leur classe spectrale

Certaines naines blanches présentent des instabilités à certains seuils de température qui provoquent une variation de leur éclat. Elles deviennent des étoiles naines "vibrantes" dont la période des pulsations oscille entre 5 et 15 minutes. Il s'agit des étoiles PG1159, nom donné à la première représentante de cette catégorie, PG1159-053. Cette famille est divisée en 3 types :

- Le type DOV dont la température effective est supérieure à 120000 K (classe O)

- Le type DBV dont la température effective est comprise entre 24000 et 29000 K (classe B)

- Le type DAV dont la température effective oscille entre 11400 et 13000 K (classe A)

Le record[4] est détenu par l'étoile naine située au centre de la nébuleuse planétaire NGC 2440 de la Poupe présentée ci-dessous au centre avec une température (de Zanstra) de 350000 K, 60 fois celle du Soleil ! L'étoile est stable. Et comme mon professeur de physique n'avait de cesse de me le rappeler, cette stabilité signifie que cette étoile est morte.

Enfin, l'étoile BD+16°516 forme un système binaire à éclipse avec une étoile naine beaucoup plus froide de type spectral K0V. L'étoile naine blanche présente une masse de 0.6 M et un diamètre de 16000 km seulement. On en déduit que sa densité vaut 650000 fois celle de l'eau ! Les deux étoiles dont le centre de masse n'est séparé que de 2092000 km tournent autour de leur barycentre commun en 12.5 heures. Mais il est étrange de constater que c'est l'étoile naine qui est plus petite qui excite et réchauffe l'atmosphère de l'étoile froide de type K.

A gauche, cet amas ouvert d'une couleur presque cristalline baptisé NGC 1818 est situé à 164000 a.l. dans le Grand Nuage de Magellan, l'une des deux plus grandes galaxies satellites de la Voie Lactée. Réputé pour la quantité de jeunes étoiles qu'il héberge, cet amas ouvert est un lieu privilégié pour étudier l'évolution des étoiles. L'étoile encerclée est une jeune étoile naine qui s'est formée récemment suite à la dispersion de l'atmosphère supérieure d'une géante rouge de 7.6 masses solaires. L'étoile naine brille d'un intense rayonnement bleu-blanc et présente une température effective de 50000 K. Au centre, la nébuleuse NGC 2440 de la Poupe abrite l'étoile triple 40 Eridani dont le compagnon B détient le record de température superficielle : 350000 K ! A droite, l'amas M4 dans le Scorpion renferme probablement quelques centaines d'étoiles naines, dont quelques échantillons sont encerclés dans cet agrandissement. Documents NASA/NASA/STScI.

On constate devant ces "anomalies" que l'astrophysique stellaire ne peut pas encore prédire avec rigueur l'évolution de toutes ces étoiles. Nous savons par exemple que les étoiles naines blanches de type DAV comme G29-38 précitée se refroidissent plus rapidement que la théorie le prévoit. Les étoiles naines blanches de type DOV en revanche suivent fidèlement les modèles théoriques mais devraient dissiper un énorme flux de neutrinos pour se refroidir. Etant donné qu’il existe une transition entre les étoiles naines riches en électrons, ayant entre 0.45 et 0.5 électron/baryon et les étoiles à neutrons riches en neutrons constituées d’environ 0.05 électron/baryon, on peut considérer que ces deux types d’étoiles sont régis par la même dynamique de base et obéissent aux mêmes processus physiques.

Les naines blanches "polluées"

Pendant des décennies les analyses spectroscopiques des naines blanches révélèrent la présence d'éléments lourds comme le calcium, le fer, l'oxygène, le magnésium ou le silicium. Leur présence dans l'atmosphère d'étoiles supposées ne contenir que de l'hydrogène et un peu d'hélium est longtemps restée une énigme jusqu'à ce que les astrophysiciens élucident ce mystère. Ces métaux proviennent d'astres rocheux, de planètes, d'astéroïdes ou d'autres corps qui gravitaient autrefois autour de l'étoile mais sont finalement tombés dans la naine blanche et ont contaminé son atmosphère.

Dans une étude publiée dans la revue "Nature Communications" en 2021, Keith Putirka et Siyi Xu ont montré que ces anciennes exoplanètes présentaient des compositions beaucoup plus variées que les roches terrestres. Les chercheurs en déduisent que la majorité des exoplanètes sont plus exotiques qu'on le pense. On y reviendra.

Le champ magnétique

Il y a encore quelques décennies, on pensait qu'environ 15% des étoiles naines présentaient un champ magnétique. Or selon une étude publiée par l'équipe de l'astrophysicien Simone Scaringi de l'Université de Canterbury en Nouvelle Zélande dans la revue "Nature" en 2017, leur nombre serait bien plus élevé.

Illustration de la binaire accrétante MV Lyrae. Ce système comprend une naine blanche accrétant l'atmosphère d'une naine rouge en formant un disque d'accrétion dont l'éclat fluctue au rythme du taux d'accrétion et des effets magnétiques. Document Helena Uthas.

Nous avons expliqué que la plupart des étoiles naines sont entourées d'un disque d'accrétion composé de poussière, de gaz et de débris. L'une d'entre elles est le système double MV Lyrae présentée à droite.

MV Lyrae est un système binaire catalogué parmi les étoiles variables cataclysmiques. Le système est formé d'une naine blanche de 47000 K de 0.73 M et d'un rayon de 0.01015 R et d'une naine rouge de 3500 K de plus faible masse. 

Sa magnitude photographique intégrale varie en moyenne entre 12.0 et 14.0 mais suite à un évènement cataclysmique, la lumineuse chute occasionnellement de 5 magnitudes ou plus, tombant à la magnitude 18.0, parfois pendant un an et demi (cf. E.L. Robinson et al., 1981; A.Dobrotka et al., 2017).

Le transfert de masse vers la naine blanche accrétante est difficile à mesurer mais il se situe entre ~10-12 M/an et ~10-9 M/an (cf. D.W. Hoard et al., 2004; A.P. Linnell et al., 2006; A.Dobrotka et al., 2017).

En étudiant le système MV Lyrae au moyen du télescope spatial Kepler, Scaringi et ses collègues ont découvert que son disque d'accrétion qui est normalement chaud et brillant subissait des variations de brillance, devenant sombre pendant plusieurs mois consécutifs. Les chercheurs appellent ce phénomène "l'état inférieur" du disque (low state).

Grâce au télescope spatial Kepler, les chercheurs ont étudié la transition vers cet état de faible brillance et découvert que pendant cette période, l'étoile est loin d'être inactive. Au contraire, MV Lyrae présente des éruptions quasi périodiques d'une durée de 30 minutes au cours desquelles la brillance augmente d'un facteur 6 et qui se reproduisent pratiquement toutes les deux heures. Ce phénomène peut durer plusieurs jours. Ces épisodes éruptifs sont suivis par des périodes sans accrétion apparente.

Scaringi et ses collègues expliquent ces éruptions par la libération d'énergie potentielle d'origine gravitationnelle. Les données de Kepler suggèrent que dans le système binaire, la matière s'accumule à la limite de la magnétosphère, c'est-à-dire sur le rayon de corotation qui se forme entre les naines rouge et blanche. La poussière et le gaz sont ensuite entraînés sporadiquement vers l'étoile blanche suite aux instabilités du champ magnétique. Cette activité s'explique par la présence d'un puissant champ magnétique qui guide le flux d'accrétion jusqu'à ce que son accumulation génère une force d'attraction gravitationnelle supérieure aux forces magnétiques qui le retient.

La variable cataclysmique AM Herculis dont le puissant champ magnétique de l'étoile naine de ~0.7 Ms canalyse vers ses pôles la matière accrétée d'une naine rouge de ~0.3 Ms. Document T.Lombry.

Selon Scaringi, "MV Lyrae est le premier astre de ce type où on observe des naines blanches a priori "non magnétiques" présenter un champ magnétique très puissant. La naine blanche MV Lyrae présente une intensité magnétique de surface comprise entre 20000 et 100000 G, trop faible pour être détectable par les méthodes actuelles".

A partir d'environ 100000 gauss (et jusqu'à 100 millions de gauss), le champ magnétique des variables cataclysmiques est assez puissant pour canaliser la matière accrétée le long des lignes de champ vers les pôles magnétiques. C'est par exemple le cas de AM Herculis et ce fut le cas de Nova Cygni 1975.

Dans un article publié dans les "MNRAS" en 2021, Stefano Bagnulo de l'Observatoire Armagh et John Landstreet de l'Université d'Ontario ont apporté quelques précisions sur l'intensité de ce champ magnétique et la proportion de naines concernées. Ils ont étudié 152 naines blanches situées à moins de 20 pc ou 65 années-lumière du Soleil par spectropolarimétrie afin de déterminer l'intensité de leur champ magnétique. Ces étoiles ont une masse moyenne de 0.69 M.

Les chercheurs ont découvert que 33 naines blanches soit 22% de l'échantillon étaient magnétisées. C'est une proportion conforme aux valeurs statistiques qui prédisent qu'à moins de 20 pc environ un quart des naines de toutes les classes spectrales sont magnétisées, à l'exception des naines DQ qui présentent plus fréquemment des champs magnétiques beaucoup plus intenses que la moyenne.

Selon les chercheurs, la distribution de l'intensité du champ magnétique de ces naines blanches varie entre 40 kG et 300 MG (4 T à 30 kT) et aucun champ n'est plus faible que 40 kG (4 T). Au-delà de 20 pc, les champs magnétiques sont également plus fréquents dans les naines blanches de masse supérieure à la moyenne (> ~0.70 M), en particulier dans les étoiles plus jeunes. En revanche, les naines blanches magnétisées âgées de moins de 500 millions d'années sont sous-représentées avec seulement 5% de l'échantillon.

La fréquence d'apparition d'un champ magnétique est plus élevée dans les naines blanches dont le noyau dégénéré est en phase de cristallisation que dans celles où le noyau est encore liquide.

Histogramme de 152 naines blanches situées à moins de 20 pc du Soleil (haut) et leurs caractéristiques (en bas, température, âge et masse relative). Document S.Bagnulo et J.Landstreet (2021).

Les chercheurs ont également découvert que les champs magnétiques sont générés durant la phase de refroidissement des naines blanches et continuent à se développer à mesure que l'étoile vieillit. C'est l'inverse de ce qu'on observe dans les étoiles de type Ap et Bp (présentant une surabondance en métaux des terres rares tels que Sr, Cr, Eu, Pr, Nd) dans lesquelles le champ magnétique initial s'affaiblit au fil du temps.

L'origine de cette magnétisation fait encore l'objet de discussions. Selon une théorie, une rotation très rapide de l'étoile combinée aux mouvements convectifs dans le noyau produit un effet dynamo pouvant générer un champ magnétique jusqu'à 0.1 MG ou 10 T (cf. J.Insern et al., 2017). De nouvelles simulations montrent qu'il peut même dépasser 1 MG ou 100 T (cf. M.Schreiber et al., 2021). Mais cette théorie n'explique pas les champs magnétiques 300 fois plus intenses et ne s'applique pas aux naines tournant lentement sur elles-mêmes.

Bagnulo et Landstreet proposent une théorie alternative qui reprend en partie l'idée proposée par l'équipe de Schrieber, selon laquelle le champ magnétique est engendré dans un système binaire contenant une naine accrétante. Les auteurs proposent que le champ magnétique intense se développe lors de la coalescence (fusion) des deux étoiles, sachant que plus l'étoile naine accrétante est âgée, plus la probabilité de coalescence est élevée.

Enfin, les auteurs ont calculé que dans la Voie Lactée au moins 22% des naines blanches seraient fortement magnétisées. Ce n'est donc pas un phénomène rare.

Citons quelques naines blanches célèbres : Sirius B, Procyon B, 40 Eridani B, ZZ Ceti et l'étoile de Van Maanen . Les naines blanches WD 1008+290 et WD 1748+708 de type DQpec présentent un champ magnétique de 300 MG. Parmi les naines blanches escortées d'exoplanètes, citons le couple naine blanche-pulsar PSR B1620-26 (1 exoplanète) et le système binaire d'étoiles naines variables NN Serpentis (2 exoplanètes).

Les naines blanches pré-ELM et ELM

Lorsque une étoile meurt, dans 97% des cas elle devient une naine blanche. Dans de rares cas, elle devient une naine de masse extrêmement faible ou ELM, inférieure à ~0.3 M (cf. S.Justham et al., 2009; A.Kosakowski et al., 2020). Ces étoiles ELM présentent une énigme : si les calculs d'évolution stellaire sont exacts, toutes les naines blanches ELM seraient âgées de plus de 13.8 milliards d'années, soit plus que l'âge de l'univers lui-même ! Si l'âge de l'univers est correct, la théorie sur l'évolution des naines blanches ELM est donc fausse.

Au fil des études, les astronomes ont conclu que la seule façon de former une naine blanche ELM est dans un système binaire (cf. M.Sun et P.Arras, 2018; Z.Li et al., 2019). Les calculs montrent que l'attraction gravitationnelle d'une étoile compagne pourrait rapidement (en moins de 13.8 milliards d'années) épuiser une étoile jusqu'à ce qu'elle devienne une naine blanche ELM. Mais les preuves de ce scénario manquaient jusqu'à présent.

Les astronomes ont bien observé des étoiles similaires au Soleil se transformer au terme de leur vie en naines blanches variables cataclysmiques. Ils ont également observé des naines blanches ELM dont la compagne est une naine blanche ordinaire. Mais ils n'avaient pas encore observé la phase de transition ou la transformation entre les deux types d'étoiles; lorsque l'étoile a perdu la majeure partie de sa masse et est presque devenue une naine blanche ELM.

A gauche, la taille de la Terre comparée à celle de la naine blanche Sirius B et d'une naine blanche ELM. A droite, un système binaire dont la naine blanche pré-ELM (à gauche) perd son atmosphère au profit de l'étoile compacte plus massive. Documents T.Lombry.

Dans un article publié dans les "MNRAS" en 2021 (en PDF sur arXiv), le postdoctorant Kareem El-Badry du Centre d'Astrophysique d'Harvard-Smithonsian et de l'Université de Californie à Berkeley et ses collègues ont annoncé la découverte d'un nouveau type d'étoile binaire dont l'existence est longtemps restée théorique : les naines blanches pré-ELM.

A partir des nouvelles données du satellite Gaia de l'ESA et celles du Zwicky Transient Facility du Caltech, en 2020 El-Badry sélectionna 50 candidates potentielles de naines blanches pré-ELM. Devant la quantité importante de données à analyser, 21 candidates furent sélectionnées pour une première étude. Ces étoiles furent ensuite étudiées à l'aide du télescope Shane de 3.05 m de l'Observatoire de Lick en Californie et des données de plusieurs études astronomiques.

Au terme de leur étude, les chercheurs ont découvert une nouvelle population d'étoiles binaires de transition, les naines blanches pré-ELM, également appelées variables cataclysmiques évoluées. Selon El-Badry, "c'est un chaînon évolutif manquant dans les modèles de formation d'étoiles binaires que nous recherchions".

Selon El-Badry, "Ces candidates pré-ELM sont plus gonflées que les ELM. Elles ont également une forme d'œuf du fait que l'attraction gravitationnelle de l'autre étoile déforme leur forme sphérique".

Les chercheurs ont finalement trouvé un lien évolutif entre les deux classes d'étoiles binaires - les variables cataclysmiques et les naines blanches ELM. Sur les 21 candidates pré-ELM, 13 étoiles montrent des signes de perte de masse au profit de leur compagne, tandis que les 8 autres semblent ne plus perdre de masse. Chacune d'elle est également plus chaude que les variables cataclysmiques précédemment observées.

A présent El-Badry et ses collègues vont poursuivre leur étude sur les 29 autres candidates pré-ELM.

Dans cette catégorie d'étoiles, citons également pour mémoire les naines pré-blanches pulsantes pré-ELM dont la masse est comprise entre ~0.15 et 0.30 M (cf. A.D. Romero et al., 2018) et les naines blanches pulsantes ELM (cf. A.H. Córsico et al., 2016).

Les naines noires, les dernières supernovae ?

Il s'agit d'une catégorie théorique d'étoiles naines blanches de moins de 10 M devenues tellement froides au bout de plusieurs milliers de milliards d'années qu'elles deviennent solides et se transforment en naines noires qui ne brillent plus du tout.

Mais froides ne signifie pas que les réactions nucléaires sont interrompues. Dans une naine blanche, toute la matière est réduite à l'état de cendres nucléaires. Il n'y a plus de réaction thermonucléaire. En revanche, lorsque la matière se trouve dans un état froid ultra-dense, des réactions de fusion qu'on appelle pycnonucléaires (cf. Son & Fisch, 2005) peuvent encore se produire mais uniquement par effet tunnel et à un taux excessivement faible.

Illustration d'une étoile naine noire totalement inerte, froide et solide dans un univers épuisé tendant vers le Big Freeze. Document T.Lombry.

L'astrophysicien Matt E. Caplan de l'Université d'État de l'Illinois publia un article dans les "MNRAS" en 2020 (en PDF sur arXiv) dans lequel il décrit l'évolution ultime des naines noires. Selon Caplan, "une naine noire peut continuer à entretenir des réactions nucléaires de fusion même à une température nulle, cela prend juste beaucoup de temps". Il souligne que c'est la clé pour transformer les naines noires en fer et déclencher une supernova.

À partir des taux de fusion pycnonucléaire, Caplan a calculé que leur durée de vie et donc l'évènement de "supernova naine noire se produirait dans environ 101100 ans, c'est-à-dire 1000 milliards ou 1 billion d'années.

Bien sûr, toutes les naines noires n'exploseront pas. Selon Caplan, "Seules les naines noires les plus massives, d'environ 1.2 à 1.4 fois la masse du Soleil vont exploser [...] Les supernovae naines noires de masse élevée ressemblent à l'effondrement induit par l'accrétion des naines blanches O/Ne/Mg, tandis que les transitoires de faible masse seront similaires aux supernovae dépouillées de leur enveloppe dont le noyau s'effondre, et pourraient être les derniers transitoires astrophysiques intéressants à se produire avant la mort de la chaleur".

En résumé, cela signifie que jusqu'à 1% de toutes les étoiles qui existent aujourd'hui - environ un milliard de milliards d'étoiles - peuvent s'attendre à mourir de cette façon. Quant aux autres, elles resteront des naines noires avant de se transformer par effet tunnel en boule de fer au terme de 101500 ans. Selon Caplan, "Même avec des réactions nucléaires très lentes, notre Soleil n'a toujours pas assez de masse pour exploser en supernova, même dans un avenir lointain. Vous pourriez transformer tout le Soleil en fer qu'il n'exploserait toujours pas".

Caplan a calculé que les naines noires les plus massives exploseront en premier, suivies d'étoiles de moins en moins massives, jusqu'à ce qu'il ne reste plus rien (de matériel) dans l'univers après environ 1032000 ans. À ce stade, l'univers sera vraiment mort et silencieux. Selon Caplan, "Il est difficile d’imaginer quoi que ce soit après cela, la supernova naine noire pourrait être la dernière chose intéressante à se produire dans l'univers. C'est peut-être la dernière supernova de tous les temps". Au moment où les premières naines noires exploseront, l'univers sera déjà méconnaissable : "Les galaxies se seront dispersées, les trous noirs se seront évaporés et l'expansion de l'univers aura éloigné tous les objets restants si loin qu'aucun ne verra jamais les autres exploser. Il ne sera même pas physiquement possible pour la lumière de voyager aussi loin". On reviendra sur la fin ultime de l'Univers (cf. le Big Freeze et le Big Crunch).

Prochain chapitre

Les étoiles naines rouges

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[2] L.Landau, Phys.Z.Sowjetunion, 1, 1932, p285.

[3] Le principe d'exclusion de Pauli précise que les particules élémentaires ont des états quantiques bien déterminés qui expliquent l'état de la matière. Cf. le dossier consacré à la physique quantique.

[4] L'étoile naine fut découverte par Sally R.Heap de la NASA-Goddard SFC grâce au Telescope Spatial Hubble en 1992. Lire également P.Aterthon, Nature, 320, 1986, p423.


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