23.5 : L'évolution des systèmes stellaires binaires

Objectifs d'apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

• Décrivez le type de système stellaire binaire qui mène à un événement de nova
• Décrire le type de système stellaire binaire qui mène à un événement de supernovae de type Ia
• Indiquer en quoi les supernovae de type Ia diffèrent des supernovae de type II

La discussion sur les histoires de vie des stars présentées jusqu'à présent a souffert d'un biais, ce que l'on pourrait appeler le « chauvinisme à étoile unique ». Parce que l'espèce humaine s'est développée autour d'une étoile qui vit seule, nous avons tendance à considérer la plupart des étoiles de manière isolée. Mais comme nous l'avons vu dans The Stars : A Celestial Census, il apparaît maintenant que pas moins de la moitié des étoiles peuvent se développer dans des systèmes binaires, c'est-à-dire ceux dans lesquels deux étoiles naissent dans l'étreinte gravitationnelle de l'autre et traversent leur vie en orbitant autour d'un centre de masse commun.

Pour ces étoiles, la présence d'un compagnon proche peut avoir une profonde influence sur leur évolution. Lorsque les circonstances s'y prêtent, les étoiles peuvent échanger de la matière, en particulier lorsque l'une d'elles devient géante ou supergéante, ou lorsqu'il y a un vent fort. Lorsque cela se produit et que les étoiles compagnes sont suffisamment proches, la matière peut s'écouler d'une étoile à l'autre, diminuant ainsi la masse du donneur et augmentant la masse du receveur. Ce transfert de masse peut être particulièrement spectaculaire lorsque le récepteur est un vestige stellaire tel qu'une naine blanche ou une étoile à neutrons. Bien que l'histoire détaillée de l'évolution de ces étoiles binaires dépasse le cadre de notre livre, nous voulons mentionner quelques exemples de la façon dont les étapes de l'évolution décrites dans ce chapitre peuvent changer lorsqu'il y a deux étoiles dans un système.

Les explosions des nains blancs : les plus légères

Considérons le système de deux étoiles suivant : l'une est devenue une naine blanche et l'autre y transfère progressivement de la matière. Au fur et à mesure que l'hydrogène frais provenant des couches extérieures de son compagnon s'accumule à la surface de la naine blanche chaude, celle-ci commence à former une couche d'hydrogène. À mesure que de plus en plus d'hydrogène s'accumule et se réchauffe à la surface de l'étoile dégénérée, la nouvelle couche finit par atteindre une température qui provoque le début de la fusion de manière soudaine et explosive, faisant exploser une grande partie du nouveau matériau.

De cette façon, la naine blanche devient rapidement (mais seulement brièvement) assez brillante, des centaines ou des milliers de fois sa luminosité précédente. Avant l'invention du télescope, les observateurs avaient l'impression qu'une nouvelle étoile était soudainement apparue, et ils l'ont appelée nova. ¹ Les novae disparaissent en quelques mois à quelques années.

Des centaines de novae ont été observées, chacune se trouvant dans un système stellaire binaire et présentant chacune plus tard une coque de matière expulsée. Un certain nombre d'étoiles ont plus d'un épisode de nova, car de plus en plus de matière provenant de l'étoile voisine s'accumule sur la naine blanche et l'ensemble du processus se répète. Tant que les épisodes n'augmentent pas la masse de la naine blanche au-delà de la limite de Chandrasekhar (en transférant trop de masse trop rapidement), la naine blanche dense elle-même n'est pratiquement pas affectée par les explosions à sa surface.

Les explosions de nains blancs : du genre violent

Si une naine blanche accumule de la matière provenant d'une étoile compagne beaucoup plus rapidement, elle peut être poussée au-delà de la limite de Chandrasekhar. L'évolution d'un tel système binaire est illustrée sur la figure. Lorsque sa masse approche la limite de masse de Chandrasekhar (supérieure à 1,4\(M_{\text{Sun}}\)), un tel objet ne peut plus subvenir à ses besoins en tant que naine blanche et il commence à se contracter. Ce faisant, il s'échauffe et de nouvelles réactions nucléaires peuvent commencer dans le noyau dégénéré. L'étoile « mijote » pendant environ un siècle, augmentant ainsi la température interne. Cette phase de frémissement se termine en moins d'une seconde, lorsqu'une énorme quantité de fusion (en particulier de carbone) se produit en une seule fois, provoquant une explosion. L'énergie de fusion produite lors de l'explosion finale est si importante qu'elle détruit complètement la naine blanche. Les gaz sont projetés dans l'espace à des vitesses d'environ 10 000 kilomètres par seconde et, par la suite, aucune trace de la naine blanche ne subsiste.

Figure\(\PageIndex{1}\) Évolution d'un système binaire. L'étoile la plus massive évolue d'abord pour devenir une géante rouge puis une naine blanche. La naine blanche commence alors à attirer la matière de son compagnon, qui à son tour évolue pour devenir une géante rouge. Finalement, la naine blanche acquiert une telle masse qu'elle dépasse la limite de Chandrasekhar et devient une supernova de type Ia.

Une telle explosion est également appelée supernova car, comme la destruction d'une étoile de grande masse, elle produit une énorme quantité d'énergie en très peu de temps. Cependant, contrairement à l'explosion d'une étoile de grande masse, qui peut laisser derrière elle une étoile à neutrons ou des vestiges d'un trou noir, la naine blanche est complètement détruite au cours du processus, ne laissant aucun vestige. Nous appelons ces explosions de naines blanches des supernovae de type Ia.

Nous distinguons les supernovae de type I de celles des supernovae de type II issues de la mort d'étoiles massives évoquées précédemment par l'absence d'hydrogène dans leurs spectres observés. L'hydrogène est l'élément le plus répandu dans l'univers et constitue un composant majeur des étoiles massives évoluées. Cependant, comme nous l'avons appris précédemment, l'hydrogène est absent du vestige de la naine blanche, qui est principalement composé de carbone et d'oxygène pour des masses comparables à la limite de masse de Chandrasekhar.

La sous-désignation « a » des supernovae de type Ia fait également référence à la présence de fortes raies d'absorption du silicium, absentes des supernovae provenant de l'effondrement d'étoiles massives. Le silicium est l'un des produits résultant de la fusion du carbone et de l'oxygène, ce qui confirme le scénario que nous avons décrit ci-dessus, à savoir qu'il y a un début soudain de fusion du carbone (et de l'oxygène) dont est issue la naine blanche.

Les preuves observationnelles indiquent maintenant clairement que la SN 1006, la supernova de Tycho et la supernova de Kepler (voir l'encadré Supernovae in History dans la section 23.3) étaient toutes des supernovae de type Ia. Par exemple, contrairement au cas du SN 1054, qui a produit le pulsar rotatif dans la nébuleuse du Crabe, aucune de ces supernovae historiques ne montre de traces de vestiges stellaires ayant survécu à leurs explosions. Ce qui est peut-être encore plus surprenant, c'est que, jusqu'à présent, les astronomes n'ont pu identifier l'étoile compagne alimentant la naine blanche dans aucune de ces supernovae historiques.

Par conséquent, afin de résoudre le mystère de l'absence d'étoiles compagnes et d'autres énigmes remarquables, les astronomes ont récemment commencé à étudier d'autres mécanismes de génération de supernovae de type Ia. Tous les mécanismes proposés s'appuient sur des naines blanches composées de carbone et d'oxygène, qui sont nécessaires pour répondre à l'absence d'hydrogène observée dans le spectre de type Ia. Et comme toute naine blanche isolée située sous la masse de Chandrasekhar est stable, tous les mécanismes proposés invoquent un compagnon binaire pour faire exploser la naine blanche. Selon les scientifiques, le principal mécanisme alternatif qui crée une supernova de type Ia est la fusion de deux étoiles naines blanches dans un système binaire. Les deux naines blanches peuvent avoir des orbites instables, de sorte qu'au fil du temps, elles se rapprochent lentement jusqu'à ce qu'elles fusionnent. Si leur masse combinée est supérieure à la limite de Chandrasekhar, il pourrait également en résulter une explosion de supernova de type Ia.

Les supernovae de type Ia présentent un grand intérêt pour les astronomes dans d'autres domaines de recherche. Ce type de supernova est plus brillant que les supernovae produites par l'effondrement d'une étoile massive. Ainsi, les supernovae de type Ia peuvent être observées à de très grandes distances et se trouvent dans tous les types de galaxies. La production d'énergie de la plupart des supernovae de type Ia est constante, avec peu de variation dans leurs luminosités maximales ou dans la façon dont leur production lumineuse augmente initialement puis diminue lentement au fil du temps. Ces propriétés font des supernovae de type Ia des « ampoules standard » extrêmement précieuses pour les astronomes qui observent à de grandes distances, bien au-delà des limites de notre propre galaxie. Vous en apprendrez plus sur leur utilisation pour mesurer les distances par rapport à d'autres galaxies dans The Big Bang.

En revanche, les supernovae de type II sont environ 5 fois moins lumineuses que les supernovae de type Ia et ne sont visibles que dans les galaxies ayant récemment formé des étoiles massives. Les supernovae de type II produisent également moins d'énergie pendant l'explosion et peuvent avoir des valeurs de luminosité maximale allant de 1 à 3.

Des étoiles à neutrons avec des compagnons

Regardons maintenant une paire d'étoiles encore plus dépareillée en action. Il est possible que, dans de bonnes circonstances, un système binaire puisse même survivre à l'explosion de l'un de ses membres en tant que supernova de type II. Dans ce cas, une étoile ordinaire peut éventuellement partager un système avec une étoile à neutrons. Si de la matière est ensuite transférée de l'étoile « vivante » à son compagnon « mort » (et hautement comprimé), cette matière sera attirée par la forte gravité de l'étoile à neutrons. Ce gaz de remplissage sera comprimé et chauffé à des températures incroyables. Il deviendra rapidement si chaud qu'il connaîtra une explosion de fusion. Les énergies impliquées sont si grandes que l'on peut s'attendre à ce qu'une grande partie du rayonnement émis par la rafale émerge sous forme de rayons X. En effet, les observatoires à haute énergie situés au-dessus de l'atmosphère terrestre (voir Instruments astronomiques) ont enregistré de nombreux objets soumis à ce type de sursauts de rayons X.

Si l'étoile à neutrons et son compagnon sont correctement positionnés, une quantité importante de matière peut être transférée vers l'étoile à neutrons et la faire tourner plus rapidement (car l'énergie de spin est également transférée). Le rayon de l'étoile à neutrons diminuerait également à mesure que de la masse était ajoutée. Les astronomes ont découvert des pulsars dans des systèmes binaires qui tournent à une vitesse de plus de 500 fois par seconde ! (Ces pulsars sont parfois appelés pulsars millisecondes, car les impulsions sont séparées de quelques millièmes de seconde.)

Un spin aussi rapide n'aurait pas pu être dû à la naissance de l'étoile à neutrons ; il a dû être causé de l'extérieur. (Rappelons que le pulsar de la nébuleuse du Crabe, l'un des plus jeunes pulsars connus, ne tournait « que » 30 fois par seconde.) En effet, certains pulsars rapides sont considérés comme faisant partie de systèmes binaires, tandis que d'autres peuvent être seuls uniquement parce qu'ils ont « complètement consommé » leurs anciennes étoiles partenaires par le biais du processus de transfert de masse. (On les appelle parfois « pulsars de veuves noires ».)

Regardez cette courte vidéo pour voir le Dr Scott Ransom, de l'Observatoire national de radioastronomie, expliquer comment les pulsars millisecondes apparaissent, avec de belles animations.

Et si vous pensiez qu'une étoile à neutrons interagissant avec une étoile « normale » était inhabituelle, il existe également des systèmes binaires composés de deux étoiles à neutrons. L'un de ces systèmes place les étoiles sur des orbites très rapprochées les unes des autres, à tel point qu'elles modifient continuellement l'orbite de l'autre. Un autre système d'étoiles à neutrons binaires comprend deux pulsars qui orbitent l'un autour de l'autre toutes les 2 heures et 25 minutes. Comme nous l'avons vu précédemment, les pulsars émettent leur énergie, et ces deux pulsars se rapprochent lentement l'un de l'autre, de sorte que dans environ 85 millions d'années, ils fusionneront réellement.

Nous avons maintenant atteint la fin de notre description des derniers stades des étoiles, mais il reste encore une partie de l'histoire à compléter. Nous avons vu que les étoiles dont la masse centrale est inférieure\(M_{\text{Sun}}\) à 1,4 au moment où elles sont à court de combustible mettent fin à leur vie en tant que naines blanches. Les étoiles mourantes dont la masse centrale se situe entre 1,4 et environ 3\(M_{\text{Sun}}\) deviennent des étoiles à neutrons. Mais il existe des étoiles dont la masse centrale est supérieure à 3\(M_{\text{Sun}}\) lorsqu'elles épuisent leurs réserves de carburant. Que deviennent-ils ? Le résultat vraiment étrange de la mort de noyaux stellaires aussi massifs (appelé trou noir) est le sujet de notre prochain chapitre. Mais nous allons d'abord examiner un mystère astronomique qui s'est avéré être lié à la mort des étoiles et qui a été résolu grâce à des recherches intelligentes et à une combinaison d'observation et de théorie.

Concepts clés et résumé

Lorsqu'une étoile naine blanche ou à neutrons fait partie d'un système stellaire binaire proche, son étoile compagne peut lui transférer de la masse. La matière qui tombe progressivement sur une naine blanche peut exploser en une soudaine explosion de fusion et former une nova. Si de la matière tombe rapidement sur une naine blanche, elle peut la pousser au-delà de la limite de Chandrasekhar et la faire exploser complètement sous forme de supernova de type Ia. Un autre mécanisme possible pour une supernova de type Ia est la fusion de deux naines blanches. La matière qui tombe sur une étoile à neutrons peut provoquer de puissantes rafales de rayons X. Le transfert de matière et le moment cinétique peuvent accélérer la rotation des pulsars jusqu'à ce que leurs périodes ne soient que de quelques millièmes de seconde.

Notes

¹ Nous savons maintenant que cette terminologie historique est assez trompeuse puisque les novae ne proviennent pas de nouvelles étoiles. En fait, bien au contraire, les novae proviennent des naines blanches, qui sont en fait le point final de l'évolution des étoiles de faible masse. Mais comme le système des deux étoiles était trop faible pour être visible à l'œil nu, les gens avaient l'impression, avant l'invention des télescopes, qu'une étoile était apparue là où rien n'était visible.

Lexique

nova

l'explosion cataclysmique produite dans un système binaire, augmentant temporairement sa luminosité de centaines à des milliers de fois

pulsar milliseconde

un pulsar qui tourne si rapidement qu'il peut émettre des centaines d'impulsions par seconde (et sa période est donc mesurée en millisecondes)