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Catégorie : Univers
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LE PLUS GROS DIAMANT EST UNE NAINE BLANCHE
(ce qui prouve que dans l’Univers l’argent et l’économie n’existe pas
) Des astronomes du Harvard-smithsonian Center for Astrophysique aux Etats-Unis ont identifié le plus gros diamant connu à ce jour il ne se situe pas sur Terre mais dans notre galaxie et se situe a approximativement 50 années-lumière de la Terre dans la constellation du centaure et pèse 10 millions de milliards de milliards de milliards de carats. Par rapport au plus gros diamant connu sur Terre , appelé le Cullinan trouvé en 1906 en Afrique du Sud ne représente que 3106 carats ce qui représente en poids 600grammes. Ce diamant est due à la fin de l’étoile qui a cristallisé tout son carbone après avoir consommé tout son hydrogène qui est son carburant enrobé d’une fine couche d’hydrogène et d’hélium gazeux. Les astronome ont pu l’identifier en analysant les pulsations de sa surface dont ils en ont déduit sa structure cristalline. Ce diamant céleste possède un diamètre a peu près équivalant a à la Lune qui est de 4 000 Kilomètres. Qu’est-ce qu’une naine blanche ? Revenons donc à notre étoile en fin de vie. Son noyau vient de s'éteindre et est essentiellement formé de carbone et d'oxygène. Du fait qu'il ne se produit plus de réaction nucléaire, la pression interne qui stabilisait jusque là l'étoile perd en puissance et n'est plus en mesure d'accomplir sa tache. L'étoile commence à s'effondrer sous son propre poids, sa taille diminue et sa densité se met à augmenter fortement. Arrive un moment où la densité est tellement forte que le principe d'incertitude entre en jeu. Du fait de la compression de la matière, chaque électron est confiné dans un espace minuscule et sa position est en conséquence très bien définie. Mais, d'après la mécanique quantique, le prix à payer est une grande incertitude sur la vitesse de la particule, ce qui n'est possible que si cette vitesse est elle-même grande. Les électrons sont donc animés de mouvements très rapides et leur agitation donne naissance à un nouveau type de force de pression, d'origine purement quantique, appelée la pression de dégénérescence. Celle-ci s'oppose à l'effondrement de l'étoile et rétablit l'équilibre avec la force de gravité. L'étoile est devenue une naine blanche. Du fait de la forte compression de la matière, les naines blanches sont bien plus petites et denses que les étoiles normales. Leur diamètre moyen est de l'ordre de 10 000 kilomètres, soit une taille similaire à celle de la Terre, mais avec la masse du Soleil. La densité atteint des valeurs phénoménales d'environ une tonne par centimètre cube de matière. Une cuillerée à soupe de la matière d'une naine blanche pèse ainsi plusieurs tonnes. La petite taille est également responsable d'une luminosité très faible. C'est la raison pour laquelle les naines blanches forment un groupe à part dans le diagramme de Hertzsprung-Russel, sous la séquence principale. Une fois notre étoile devenue une naine blanche, sa vie ne sera plus marquée que par quelques changements mineurs. Puisque l'astre n'a plus de source d'énergie, sa température et sa luminosité baissent. Sa couleur passe du blanc au rouge, puis, après quelques milliards d'années, elle n'émet plus que très faiblement dans le domaine visible. Elle devient alors une naine noire. La structure interne change également avec le temps. Après l'effondrement, les particules sont très énergétiques, les ions de carbone et d'oxygène peuvent se mouvoir librement. Mais avec la baisse de la température, ces ions perdent leur liberté et s'arrangent pour former un réseau cristallin. Les électrons, quant à eux, continuent de se déplacer librement à des vitesses proches de celle de la lumière. Enfin, la taille de l'étoile, elle, ne change plus car la pression de dégénérescence est indépendante de la température et peut donc soutenir l'astre pour toujours. Toutes les naines blanches n'ont pas les mêmes dimensions. Plus elles sont massives, plus la pression et la densité requises pour résister à la gravité sont grandes, donc plus leur taille est réduite. Mais la pression de dégénérescence des électrons ne peut pas supporter une masse arbitrairement grande. L'astrophysicien indien Subrahmanyan Chandrasekhar, en étudiant ces étoiles sur le plan théorique dans les années 1930, mit en évidence qu'elles n'étaient capables de résister à l'effondrement que si leur masse était inférieure à 1,4 fois celle du Soleil. En tenant compte des pertes de matière par vent stellaire, cela signifie qu'une étoile de la séquence principale ne peut atteindre le stade de naine blanche que si sa masse est inférieure à environ huit fois celle du Soleil. Nous verrons plus loin ce qui se produit au-dessus de cette limite.