Les étoiles à Neutrons.

Les étoiles naissent dans d'immense nuages de gaz et de poussieres. Alimentées par la fusion nucleaire, elles brulent de l'hydrogène et le transforme en hélium, liberant ainsi une prodigieuse quantité de lumiere et de chaleur. Elles sont soumisent a une lutte inscecente entre la fusion nucleaire qui tend a pousser la matiere vers l'exterieure, et la gravité qui tend a les faire s'effondrer sur elles memes.

Les étoiles d'une masse supérieure à 12 masses solaires sont assez chaudes pour que les réactions de fusion thermonucléaire conduisent à la formation de nickel 56 par fusion du silicium. Lorsque le silicium central a complètement été transformé en fer et en nickel 56, il reste un noyau de nickel 56 et de fer inerte entouré par une couche de silicium toujours en réaction. Le noyau inerte se contracte, le nombre d’électrons chute rapidement jusqu'à atteindre la pression de dégénérescence des électrons, et constitue un corps dégénéré dont la masse de Chandrasekhar est d'environ 1,4 masse solaire (1,39 masses solaire etant la limite appelé "limite de Chandrasekhar"). La gravité se retrouve alors sans obstacle et l’astre continue à s’effondrer sur lui-même. La fusion du silicium continue d'apporter du nickel, qui se dépose sur le corps et devient dégénéré à son tour.

Lorsque la masse accumulée dépasse la limite de Chandrasekhar, l'effondrement gravitationnel se produit et la supernova commence.

A l'interieure d'une supernova le noyau de fer implose et passe de la taille de la terre a celui d une petite ville. a ce moment  la gravité devient si forte que les electons et les protons fusionnent pour donner des neutrons. pour shematiser ; le vide a l'interieure des atomes disparait pour resserer encore les Neutrons jusqu' a ce que se ne soit plus possible, (c'est le principe d'exclusion de Pauli, qui dit que deux particules ne peuvent pas etre au meme endroit en meme temps)  et ne laisser qu'une "boule de neutrons", un objet extrement dense appelé "une étoile a Neutrons", une étoile à neutrons d'un diamètre de quelques dizaines de kilomètres et contenant au moins 1,5 fois la masse du soleil, la matière qui la compose étant tellement comprimée que le contenu d'une cuillère à café pèserait environ cent millions de tonnes sur Terre. .

Une étoile à Neutrons est le noyau ultra dense d'une étoile massive qui a explosé en supernova.

Le résidu central d’une explosion de supernova a toutes les chances d’avoir une masse supérieure à la limite de Chandrasekhar et de ne pas pouvoir donner naissance à une naine blanche, les naines blanches sont le résulta de l'éffondrement d'une étoile en supernova, dont la masse "residuelle" est inferieur a 1,39 masses solaire (limite de Chandrasekhar). En effet, pour une étoile suffisamment massive, le scénario de l’effondrement final est différent de celui qui conduit aux naines blanches. Le seuil de masse initiale de l’étoile, c’est-à-dire avant les pertes de matière par vents stellaires, est estimé à huit masses solaires.

Alors que le diamètre typique d’une naine blanche est de 10 000 kilomètres, une étoile à neutrons a une taille de l’ordre de quelques dizaines de kilomètres.

Un diamètre 1000 fois plus petit signifie, à masse égale, une concentration de matière un milliard de fois plus forte. La densité moyenne d’une étoile à neutrons est ainsi d’un million de milliards de fois celle de l’eau. Un centimètre cube de sa matière aurait une masse de 1000 millions de tonnes.

Comme vu precedement une étoile a Neutrons contient principalement des Neutrons mais pas uniquement, elle contient également des Electrons et des Protons, chargés electriquement, et ainsi l'étoile a Neutrons possede un puissant champs magnetique. Ce champs magnetique n'est pas forcement aligné avec l'axe de rotation de l'étoile. Le champs magnétique "balaye" le ciel en emetant regulierrement des salves electromagnetiques, ce signal intermitant tel une pulsation a donné le nom "Pulsar"

Un pulsar est une étoile à Neutrons en rotation. c'est le vestige du coeur d'une étoile qui a explosée en une Supernova.

Une étoile à neutrons est une étoile dont l'émission se fait presque exclusivement en rayonnement X, et très peu en visible ou en ondes hertziennes.

Si l'étoile résultante de la supernova est une étoile de masse superieure, masse comprise entre 1,5 et 3 masses solaire (limite incertaine estimer entre 2,2 et 2,7 masses solaires, cette zone mal déffinie s'appel "limite d'oppenheimer-Volkoff), elle aura une gravité assez puissante pour briser les Neutrons, le resultat sera un trou noir.

Calvera est une étoile à neutrons située entre 250 et 1000 années-lumière de la Terre, dans la constellation de la Petite Ourse.

Isolée comme les sept étoiles à neutrons collectivement surnommées les Sept Mercenaires, d'où son nom... 

Ce type d'astre résulte de l'effondrement d'une étoile massive arrivée en fin de combustion, mais dont la masse n'était pas suffisante pour engendrer un trou noir. Au lieu de cela, se forme un objet d'une densité extraordinaire et d'un diamètre n'excédant pas quelques dizaines de kilomètres, la matière qui la compose étant tellement comprimée que le contenu d'une cuillère à café pèserait environ cent millions de tonnes sur Terre.

voir l'article trés détaillé sur les étoiles à Neutrons ici : Les étoiles à Neutrons

Image d'artiste : aucune étoile Naine ou autres n'a jamais été observée ainsi.

La plus grande partie de l'existence des étoiles se passe sur la séquence principale, où elles "brûlent" de l'hydrogène pour former de l'hélium. Une fois le cœur de l'étoile épuisé en hydrogène, elle quitte la séquence principale pour évoluer vers d'autres stades d'évolution.

Le stade ultime étant un objet compact : une Naine Blanche

Les étoiles les plus massives évoluent vers les branches des géantes et des supergéantes et finiront en supernova, qui donneront quand à elles , une étoile à neutrons ou encore un trou noir.

Ici nous nous intéresserons aux Naines blanches

La masse d’une étoile est l’élément déterminant de son évolution. Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement l'hydrogène qu'elle contient car la température y est plus élevée de par la compression plus forte de la gravité. Dans le cas des étoiles de quelques masses solaires, lorsque le cœur de l'étoile ne contient plus suffisamment d'hydrogène, elle devient géante rouge. À partir de ce moment-là, l'étoile est vouée à former une nébuleuse planétaire, alors que le noyau devient une naine blanche. 

Une naine blanche est une étoile de forte densité, issue de l'évolution d'une étoile de masse modérée (de 3 à 4 masses solaires au maximum) après la phase où se produisent des réactions thermonucléaires. Cet objet a alors une taille très petite comparativement à une étoile, environ la taille de la Terre (~10 000 km de diamètre), ce qui est petit pour une étoiles, et conserve longtemps une température de surface élevée, d'où son nom de « naine blanche ».

Une naine blanche possède une masse comparable à celle du Soleil pour un volume similaire à celui de la Terre.

Sa masse volumique est ainsi de l’ordre d’une tonne par centimètre cube, plusieurs dizaines de milliers de fois plus élevée que celle des matériaux observés sur Terre. Sa température de surface, qui peut dépasser au départ presque 100 000°C, provient de la chaleur emmagasinée par son étoile parente, chaleur dont le transfert thermique est très lent du fait de la faible surface de l'astre. C'est aussi du fait de cette faible surface que, malgré sa température élevée, la luminosité d'une naine blanche reste limitée à une valeur de l’ordre d’un millième de luminosité solaire, et décroît au cours du temps.

La structure interne d'une naine blanche est déterminée par l'équilibre entre la gravité et les forces de pression, ici produite par un phénomène de mécanique quantique appelé pression de dégénérescence. Les calculs indiquent que cet équilibre ne peut subsister pour des astres de plus de 1,4 masse solaire. Il s'agit donc de la masse maximale que peut posséder une naine blanche lors de sa formation ou de son évolution. C'est cette masse maximale qui fixe la masse maximale initiale de 8 masses solaires que peut avoir une étoile pour que celle-ci évolue en naine blanche, la différence entre ces deux valeurs correspondant aux pertes de masse subies par l'étoile lors de son évolution.

Etant donné la rareté des étoiles de grande masse, les Naines Blanches représentent le destin de 96 % des étoiles de notre galaxie.

L'existence d'une masse limite, qu'aucune naine blanche ne peut excéder, est une conséquence de l'équilibre entre la gravitation et la pression de dégénérescence des électrons. La valeur moderne de la limite fut d'abord publiée en 1931 par Subrahmanyan Chandrasekhar. Pour une naine blanche qui n'est pas en rotation, elle est de 1,4 masse solaire, cette limite est appelée la « masse de Chandrasekhar ».

Si la masse d'une naine blanche dépasse la limite de Chandrasekhar et que des réactions de fusions ne s'amorcent pas, la pression exercée par les électrons n'est plus en mesure de compenser la force de gravité, et elle s'effondre alors en un objet plus dense tel qu'une étoile à neutrons. Cependant, les naines blanches à carbone-oxygène qui accrètent de la masse d'une étoile voisine enclenchent juste avant d'atteindre la masse limite une réaction de fusion nucléaire qui s'emballe, et qui conduit à une explosion de supernova de type Ia dans laquelle la naine blanche est détruite.

Les naines blanches constitueraient la forme résiduelle en fin de vie des étoiles de la séquence principale dont la masse est comprise entre 0,07 à 10 masses solaires, et qui n'ont pas explosé en supernova. À la fin de leur vie, ces étoiles ont fusionné la plus grande partie de leur hydrogène en hélium. Privées de combustible, elles s'effondrent sur elles-mêmes sous l'effet de la gravitation.

Les naines blanches ont une faible luminosité. Néanmoins, au moment de leur formation, leur température est extrêmement élevée à cause de l'énergie emmagasinée lors de l'effondrement gravitationnel de l'étoile. Elles peuplent donc à leur formation l'angle inférieur gauche du diagramme de Hertzsprung-Russell, celui des étoiles peu lumineuses mais chaudes, et dérivent vers la droite avec le temps à mesure qu'elles se refroidissent.

WD1337+705

Est une Naine Blanche de la constellation de la Petite Ourse. D'une magnitude apparente de 12,8, elle est distante de ∼86,5 a.l. de la Terre. Sa masse et de 0,59 fois celle du Soleil mais sa luminosité n'est que de 3% celle du Soleil.

Elle est le témoin du passé d'une étoile, qui a terminé son évolution. Cette étoile devait être identique à notre Soleil, voir 4 ou 5 fois plus massive. Après avoir consommé tous son hydrogène, elle à du passer au stade de géante rouge, arrivé en fin de vie Elle s'est éffronder sur elle même, expulsant ses couches externes dans une superbe nébuleuse planétaire, laissant au "coeur" de celle-ci ce "concentré" d'étoile, les restes chauds témoins d'une vie passée, qui brûlera lentement jusqu'à s'éteindre et finir sa vie en Naine Noire.

H1504+65 est une naine blanche de la constellation de la Petite Ourse de type spectral DZQ1.

Avec une température de surface de presque 200 000 °C et une atmosphère composée à peu près à moitié de carbone, à moitié d'oxygène et à 2% de néon, il s'agit de l'une des naines blanches les plus chaudes jamais découvertes.

On pense qu'il s'agit du cœur d'une étoile en phase post-AGB, bien que sa composition demeure inexplicable par les modèles actuels d'évolution stellaire.

pour comprendre les Naines Blanches voir l'article Plus détaillé ici : Les Naines blanches

11 Ursae Minoris ou HD136726, est une étoile géante orange de type spectral K4III située à environ 398 années-lumière de la Terre dans la constellation de la Petite Ourse.

Etoile d'une magnitude de 5,01.

Cette étoile, visuellement se trouve pres de Pherkad (13 UMi), elle fait environ 1,8 masses solaires, sa température de surface est de 4300°C .

Elle est l'étoile hôte d'un "Systeme planetaire", composé d'une planète découverte en 2009 par la méthode des vitesses radiales.

Cette planète (HD136726 b), serait une planète super-jovienne d'une masse 10,5 ± 2,47 fois plus grande que celle de Jupiter.

Étant donné cette masse élevée, il n'est pas exclu que ce corps soit une naine brune.

 ci- dessous, une image réalisée avec le logiciel Universe Sandbox2

Eta Ursae Minoris (Êta Ursae Minoris ou Anwar al Farkadaïn et Alasco) est une étoile faisant partie de la constellation de la Petite Ourse.

Désignation de Flamsteed = 21 UMi

La première dénomination provient de l'arabe Anwar al-farqadayn qui signifie "La plus brillante des deux chevilles" à la différence de Akhfa Al Farkadaïn, dénomination de ζ UMi, "la plus obscure des deux chevilles".

Ces noms étaient à l'origine ceux de Kochab et Pherkad respectivement, qui sont les deux autres étoiles constituant le rectangle de la Petite Ourse.

Eta Ursae Minoris est une naine de la séquence principale, jaune-blanche, de type spectral F5V, dont la magnitude apparente de +4,95 ce qui permet de la voir à l'œil nu. Eta Ursae Minoris se trouve à environ 93,7 années-lumière de la Terre.

Sa tempèrature serait comprise entre 5737 et 7237 °C, soit 6 000 et 7 500 °K.

L'étoile fait 1,41 fois la masse du Soleil, et tourne sur elle-même à la vitesse 76,0 km s

Zeta Ursae Minoris (Akhfa Al Farkadaïn) est une étoile située à environ 380 années-lumière de la Terre dans la constellation de la Petite Ourse.

c"est une étoile de Type A3Vn, elle a une magnitude 4,27.

Designation de Flamsteed = 16 UMi.

Bien que classée comme une étoile blanche de la séquence principale, Zeta UMi est en fait sur le point de devenir une étoile géante. Sa masse vaut 3,4 fois celle du Soleil. Elle est environ 200 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est d'environ 8 426 ° C (8700 °k).

Zeta UMi pourrait également être une variable de type Delta Scuti

Epsilon Ursae Minoris est une étoile triple de la constellation de la Petite Ourse. Elle est à environ 347 années-lumière de la Terre.

La composante primaire, Epsilon Ursae Minoris A, est une binaire spectroscopique à éclipses. Elle est classée comme géante jaune de type G avec une magnitude apparente moyenne de +4,21.

En plus des variations de luminosité dues aux éclipses, le système est également classé comme variable de type RS Canum Venaticorum et sa luminosité varie entre les magnitudes +4,19 et +4,23 sur une période de 39,48 jours, ce qui est également la période orbitale de la binaire.

La binaire est orbitée par une troisième composante, Epsilon Ursae Minoris B, qui est une étoile de 11^e magnitude, distante de 77 arc secondes.

Yildun ou Delta Umi, est une étoile de la constellation de la Petite Ourse. Elle porte le nom traditionnel Yildun, du turc yıldız "étoile".

Elle est à environ 183 années-lumière de la Terre.

C'est une étoile de classe A (A1), avec une température de 9000 Kelvin (environ 8727°C), une luminosité 47 fois supérieure à celle du Soleil, et un diamètre de 2,8 fois celui du Soleil.

Delta Ursae Minoris est une étoile blanche de la séquence principale avec une magnitude apparente de +4,35.

Elle est parfois également appelée Pherkard, une variante de Pherkad, utilisée pour γ UMi et 11 UMi.