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Lorsqu'un être humain prend trop de poids, il y a un risque accru de crise cardiaque ; quand une étoile naine blanche prend trop de poids (c'est-à-dire ajoute de la masse), il y a la mère de toutes les crises cardiaques mortelles, une explosion de supernova. La plus grande masse qu'une étoile naine blanche puisse avoir avant de devenir une supernova s'appelle la limite de Chandrasekhar, d'après l'astrophysicien Subrahmanyan Chandrasekhar, qui l'a déterminée dans les années 1930. Sa valeur est d'environ 1,4 sols, soit 1,4 fois la masse de notre Soleil (la valeur exacte dépend quelque peu de la composition de la naine blanche à quelle vitesse elle tourne, etc.).
Les naines blanches sont la fin de la route pour la plupart des étoiles ; une fois qu'elles ont épuisé tout leur « carburant » d'hydrogène disponible, les étoiles de faible masse perdent leurs coquilles les plus externes pour former des nébuleuses planétaires, laissant un noyau à haute densité de carbone, d'oxygène et d'azote (c'est un résumé, c'est en fait un peu plus compliqué). L'étoile ne peut pas s'effondrer davantage à cause de la pression de dégénérescence des électrons, un effet quantique qui vient du fait que les électrons sont des fermions (techniquement, seuls deux fermions peuvent occuper un état d'énergie donné, un spin up et un spin down).
Que se passe-t-il donc dans le noyau d'une étoile massive, dont le noyau pèse plus de 1,4 sols ? Tant que l'étoile 'brûle' encore du combustible nucléaire - hélium, puis carbone, etc., puis néon, puis... ). Mais une fois que le noyau atteint le fer, plus aucune combustion n'est possible et le noyau s'effondrera de manière spectaculaire, produisant une supernova à effondrement du noyau.
Il existe un moyen pour une naine blanche de sortir avec un bang plutôt qu'un gémissement; en obtenant un peu d'aide d'un ami. Si la naine blanche a un compagnon binaire proche, et si ce compagnon est une étoile géante, une partie de l'hydrogène dans sa coquille externe peut se retrouver à la surface de la naine blanche (il y a plusieurs façons que cela peut arriver). La naine blanche ajoute ainsi de la masse, et de temps en temps la fine enveloppe d'hydrogène explose, et nous voyons une nova. Un jour, cependant, la masse supplémentaire peut le mettre au-dessus de la limite, la limite de Chandrasekhar… la température en son centre devient suffisamment élevée pour que le carbone « s'enflamme », la « flamme » se propage dans toute l'étoile, et cela devient un type spécial de supernova, une supernova Ia.
Pour plus de détails techniques sur la limite de Chandrasekhar, Richard Fitzpatrick de l'Université du Texas à Austin a un cours en ligne sur la thermodynamique et la mécanique statistique , qui comprend une page sur la limite de Chandrasekhar .
Les supernovae sont très importantes pour l'astronomie, vous ne serez donc pas surpris d'apprendre qu'il existe de nombreuses histoires d'Univers Today sur la limite de Chandrasekhar ! Quelques exemples: Les théories des naines blanches obtiennent plus de preuves , White Dwarf « Proche » d'exploser en tant que Supernova , et La collision de naines blanches a provoqué une puissante supernova .
Astronomie Cast Épisode 90 ( La méthode scientifique ) comprend un aperçu de la façon dont Chandrasekhar a calculé la limite qui porte maintenant son nom, et Où vont les étoiles quand elles meurent ? couvre également ce sujet.
Les références:
Wikipédia
http://www.bluffton.edu/~bergerd/NSC_111/stars.html