Objet compact. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Portail de l’astronomie. Naine blanche. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Une naine blanche est un objet céleste de forte densité, issu de l'évolution d'une étoile de masse modérée (de 8 à 10 masses solaires au maximum[1]) après la phase où se produisent des réactions thermonucléaires. Cet objet a alors une taille très petite comparativement à une étoile, et conserve longtemps une température de surface élevée, d'où son nom de « naine blanche ». Début 2009, le projet Research Consortium on Nearby Stars dénombre huit naines blanches dans les cent systèmes stellaires les plus proches du système solaire[3], mais étant donné la rareté des étoiles de grande masse, elles représentent le destin de 96 % des étoiles de notre galaxie[4].
Du fait de l'évolution de leur étoile parente (dictée par sa masse), les naines blanches existant aujourd'hui sont habituellement composées de carbone et d'oxygène. Découverte[modifier | modifier le code] Edward Charles Pickering Caractéristiques physiques[modifier | modifier le code] Étoile à neutrons. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
Historique[modifier | modifier le code] Le concept d'étoiles à neutrons est né immédiatement après la découverte du neutron en 1932 par James Chadwick. Le physicien Lev Landau proposa alors qu'il puisse exister des astres presque entièrement composés de neutrons et dont la structure serait déterminée par un effet de mécanique quantique appelé pression de dégénérescence, à l'instar d'une autre classe d'astres, les naines blanches dont la structure est déterminée par la pression de dégénérescence des électrons. Deux ans plus tard, en 1934, les astronomes Walter Baade et Fritz Zwicky eurent l'intuition que le passage d'une étoile ordinaire à une étoile à neutrons libèrerait une quantité considérable d'énergie et donc de rayonnement électromagnétique, donnant l'illusion de l'allumage d'un astre nouveau. L'étude des étoiles à neutrons n'a pris son essor qu'à partir de leur phénomène d'émission pulsée les révélant sous la forme de pulsar.
Pulsar. Magnétar. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Vue d'artiste d'un magnétar. Des tensions provoquant des tremblements d'étoile se produisent parfois dans les couches externes des magnétars, constituées de plasma d'éléments lourds (principalement de fer). Ces vibrations très énergétiques produisent des bouffées de rayons X et gamma. Une telle étoile est nommée soft gamma repeater (SGR), soit sursauteur gamma mou. Il est estimé qu'une supernova sur dix donne naissance à un magnétar plutôt qu'à une étoile à neutrons ou à un pulsar. Les magnétars ont un champ magnétique bien supérieur à 10 gigateslas. Références[modifier | modifier le code] Voir aussi[modifier | modifier le code] Articles connexes[modifier | modifier le code] Liens externes[modifier | modifier le code] Portail de l’astronomie. Étoile étrange. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Une étoile étrange (ou étoile à quarks) est une étoile très dense composée de quarks déconfinés, la plupart d'entre eux étant des quarks étranges.
Le terme « étrange » doit être ici compris seulement comme étant le nom des particules quarks qui composent l'objet. Ces quarks S constituent les particules ayant un nombre quantique « d'étrangeté » non nul (la matière ordinaire en est dépourvue). C'est un des six types de quarks existants. Théorie[modifier | modifier le code] Imaginé par le physicien américain Edward Witten, ce type d'étoile « encore hypothétique » a été théorisé par deux Polonais, Pavel Haensel et Julian Zdunik, et par l'astrophysicien français Richard Schaeffer. En théorie, lorsque le neutronium d'une étoile à neutrons massive est soumis à une pression suffisante causée par la gravité de l'étoile, les neutrons du cœur s'effondrent et fusionnent, libérant les quarks qui les composent, pour former ainsi de la matière étrange.
Trou noir.