jeanflop/post_ocr_correction2 huggingface dataset:
1 et L = 2. Une étoile comporte en réalité un mélange d'hydrogène et d'autres substances : on a donc 1 < L < 2. Les naines blanches réelles doivent s'intercaler entre les deux courbes de Chandrasekhar assez près sans doute de la courbe L = 2 (fig. 5). Quand la masse et le rayon sont connus, le point représentatif d'une naine blanche occupe une position bien déterminée dans le quadrant de la figure 5. Cette position aurait pu être, à priori, quelconque. Il est donc extrêmement satisfaisant que les positions des points représentatifs des naines blanches, quand l'observation à elle seule suffit à les déterminer, s'intercalent spontanément entre les deux courbes théoriques de Chandrasekhar, ne donnant à L que des valeurs possibles. Cette docilité doit être considérée comme une approbation donnée par la nature à la théorie de Chandrasekhar. D'autres études les plus récentes montrent d'ailleurs que pour les étoiles normales aussi bien que pour les naines blanches, les deux facteurs essentiels sont la masse et le pourcentage d'hydrogène, c'est-à-dire le facteur L.. Le facteur L intervient dans la luminosité et la relation masse-luminosité n'est qu'une première approximation. Pour une naine blanche, si nous connaissons à la fois la masse et le rayon, nous pouvons la situer dans le diagramme 5 et par suite, nous pouvons en conclure le contenu en hydrogène. Ainsi, pour Sirius B, il paraît difficile d'échapper à la conclusion qu'elle contient de 30 à 40 % d'hydrogène (en masse) (L = 1,5). Au contraire, 40 Eridani B a pratiquement plus d'hydrogène (surtout si l'on tient compte de ce que la frange normale peut en contenir). La masse supérieure que peut atteindre une naine complètement dégénérée est M = 4 (Chandrasekhar). Une naine blanche d'hydrogène pur (L = 1) ne saurait dépasser 5,75 M. Une naine sans hydrogène (L= 2) ne saurait dépasser 1,44 M. Une naine contenant un tiers de sa masse d'hydrogène (L = 1,5) aurait pour masse limite 2,55 M. En réalité, pour autant que nous en puissions juger à présent, les naines blanches paraissent se tenir plutôt entre les deux dernières valeurs
masse et le rayon, nous pouvons la situer dans le diagramme 5 et par suite, nous pouvons en conclure le contenu en hydrogène. Ainsi, pour Sirius B, il paraît difficile d'échapper à la conclusion qu'elle contient de 30 à 40 % d'hydrogène (en masse) (L = 1,5). Au contraire, 40 Eridani B a pratiquement plus d'hydrogène (surtout si l'on tient compte de ce que la frange normale peut en contenir). La masse supérieure que peut atteindre une naine complètement dégénérée est M = 4 (Chandrasekhar). Une naine blanche d'hydrogène pur (L = 1) ne saurait dépasser 5,75 M. Une naine sans hydrogène (L= 2) ne saurait dépasser 1,44 M. Une naine contenant un tiers de sa masse d'hydrogène (L = 1,5) aurait pour masse limite 2,55 M. En réalité, pour autant que nous en puissions juger à présent, les naines blanches paraissent se tenir plutôt entre les deux dernières valeurs (L = 2, L = 1,5). Pour compléter le tableau des naines blanches, j'ai choisi deux cas plus extrêmes dans le lot des découvertes récentes : l'étoile A. C. 70° 8 247 et l'étoile Wolf 457. Pour ces étoiles, la masse n'est pas connue, l'effet Einstein non plus (leur spectre n'a pas de raies, il est continu). On a estimé la masse au moyen de la relation masse-rayon de Chandrasekhar, le rayon étant connu, en prenant pour le facteur L les limites vraisemblables (L = 2, L = 1,5. La densité, pour Wolf 457, dont le rayon est inférieur au tiers du rayon terrestre, avoisine la valeur fantastique de 80 millions par rapport à l'eau : un dé à jouer de cette substance pèse 80 tonnes. La majorité des naines, récemment découvertes, présente des caractères aussi extrêmes : l'abondance des naines de petit rayon indique une concentration des masses juste au-dessous de la limite M prévue par Chandrasekhar ; ce fait confirme l'existence d'une telle limite. Par contraste, la figure 5 porte en pointillé les courbes masse-rayon qu'on peut déduire de la théorie de Fowler, qui ne tenait pas compte de la variation de la masse des électrons en fonction
n'a pas de raies, il est continu). On a estimé la masse au moyen de la relation masse-rayon de Chandrasekhar, le rayon étant connu, en prenant pour le facteur L les limites vraisemblables (L = 2, L = 1,5. La densité, pour Wolf 457, dont le rayon est inférieur au tiers du rayon terrestre, avoisine la valeur fantastique de 80 millions par rapport à l'eau : un dé à jouer de cette substance pèse 80 tonnes. La majorité des naines, récemment découvertes, présente des caractères aussi extrêmes : l'abondance des naines de petit rayon indique une concentration des masses juste au-dessous de la limite M prévue par Chandrasekhar ; ce fait confirme l'existence d'une telle limite. Par contraste, la figure 5 porte en pointillé les courbes masse-rayon qu'on peut déduire de la théorie de Fowler, qui ne tenait pas compte de la variation de la masse des électrons en fonction de leur vitesse (facteur de Relativité restreinte). On voit que les petits rayons conduiraient chez Fowler, à des masses invraisemblables jusqu'à 2000 fois la masse solaire. L'observation confirme ici à la fois la Relativité et la théorie de Chandrasekhar. Parmi les naines blanches, 5 font partie de systèmes binaires. On trouve à peu près la même proportion de binaires (environ un quart) parmi les étoiles normales. De l'autre part, les compagnons des naines blanches sont des étoiles normales. De ces deux faits, on peut conclure, provisoirement, que la dégénérescence et le dédoublement sont des caractères indépendants. Les 5 binaires donneront 5 masses de naines blanches quand les orbites auront été convenablement étudiées. Pour une dizaine d'autres naines blanches, dont le spectre présente des raies, on peut espérer que l'effet Einstein, et le contour des raies spectrales, donneront des indications sur les masses. Nous avons appelé U la masse la plus grande possible de matière qui puisse constituer une configuration entièrement dégénérée. Chandrasekhar a établi un résultat complémentaire : au sein des masses trop grandes, aucune dégénérescence ne peut apparaître et il existe une masse limite V telle que les étoiles qui la dépassent ne peuvent comporter aucune trace de matière
trouve à peu près la même proportion de binaires (environ un quart) parmi les étoiles normales. De l'autre part, les compagnons des naines blanches sont des étoiles normales. De ces deux faits, on peut conclure, provisoirement, que la dégénérescence et le dédoublement sont des caractères indépendants. Les 5 binaires donneront 5 masses de naines blanches quand les orbites auront été convenablement étudiées. Pour une dizaine d'autres naines blanches, dont le spectre présente des raies, on peut espérer que l'effet Einstein, et le contour des raies spectrales, donneront des indications sur les masses. Nous avons appelé U la masse la plus grande possible de matière qui puisse constituer une configuration entièrement dégénérée. Chandrasekhar a établi un résultat complémentaire : au sein des masses trop grandes, aucune dégénérescence ne peut apparaître et il existe une masse limite V telle que les étoiles qui la dépassent ne peuvent comporter aucune trace de matière dégénérée. La valeur de V est la suivante : µ = masse atomique par électron libre ; M masse du Soleil. Par exemple, pour une étoile sans hydrogène, µ = 2 V = 1,66 ; pour une étoile avec un tiers d'hydrogène, µ = 1,5 V = 3. La réalité doit se tenir entre ces limites. Quoi qu'il en soit, les masses U et V permettent de classer TOUTES les étoiles en trois catégories (le Soleil est dans la première) : (I) U (II) v (III) masses inférieures à TJ masses intermédiaires masses supérieures à V Examinons le destin possible de ces trois catégories. Catégorie I. — L'état complètement dégénéré paraît représenter le stade ultime de leur évolution ; état d'extinction totale, de naine noire, avec un rayon fini, fonction de la masse suivant la loi de Chandrasekhar. Parvenue à ce stade, l'étoile paraît condamnée à n'en jamais bouger : elle est morte. Catégorie III. — Une étoile de masse supérieure à V rayonne en puisant à ses sources subatomiques d'énergie. Quand ces ressources seront épuisées, l'étoile se contractera et, puisque la dégénérescence est impossible, une contraction indéfinie, illimitée est le destin théorique de cet astre. Mais, au cours de
doit se tenir entre ces limites. Quoi qu'il en soit, les masses U et V permettent de classer TOUTES les étoiles en trois catégories (le Soleil est dans la première) : (I) U (II) v (III) masses inférieures à TJ masses intermédiaires masses supérieures à V Examinons le destin possible de ces trois catégories. Catégorie I. — L'état complètement dégénéré paraît représenter le stade ultime de leur évolution ; état d'extinction totale, de naine noire, avec un rayon fini, fonction de la masse suivant la loi de Chandrasekhar. Parvenue à ce stade, l'étoile paraît condamnée à n'en jamais bouger : elle est morte. Catégorie III. — Une étoile de masse supérieure à V rayonne en puisant à ses sources subatomiques d'énergie. Quand ces ressources seront épuisées, l'étoile se contractera et, puisque la dégénérescence est impossible, une contraction indéfinie, illimitée est le destin théorique de cet astre. Mais, au cours de ce racornissement, il faut envisager l'apparition d'instabilités diverses : par exemple, la rotation va s'accélérer de telle sorte qu'une explosion va briser l'astre en fragments plus petits : on passera aux catégories I ou II. Ou encore, il se peut que l'étoile se débarrasse de sa substance par un processus d'émission continue de matière comme nous le constatons chez les étoiles Wolf-Rayet. Et l'astre glissera dans la catégorie II progressivement. Catégorie II. — Reste à examiner le cas des masses comprises entre U et V. À la période de contraction, ces astres peuvent engendrer un noyau dégénéré (l'astre est susceptible de dégénérescence partielle). Mais si le noyau atteint des densités assez élevées (ce qui est possible pour ces étoiles), on doit prévoir que les protons et les électrons pourront se combinerer et former des neutrons. Ce noyau de neutrons provoquera une soudaine dépression au cœur de l'astre, et l'étoile s'effondrera d'un seul coup sur son noyau, libérant à la fois presque toute son énergie de gravitation. Telle est une explication possible des Supernovae. Ces commentaires sur la signification cosmogonique des masses U et V ne sont donnés que sous toutes réserves, comme hypothèses provisoires. Spectres des naines blanches. — Quelques
d'émission continue de matière comme nous le constatons chez les étoiles Wolf-Rayet. Et l'astre glissera dans la catégorie II progressivement. Catégorie II. — Reste à examiner le cas des masses comprises entre U et V. À la période de contraction, ces astres peuvent engendrer un noyau dégénéré (l'astre est susceptible de dégénérescence partielle). Mais si le noyau atteint des densités assez élevées (ce qui est possible pour ces étoiles), on doit prévoir que les protons et les électrons pourront se combinerer et former des neutrons. Ce noyau de neutrons provoquera une soudaine dépression au cœur de l'astre, et l'étoile s'effondrera d'un seul coup sur son noyau, libérant à la fois presque toute son énergie de gravitation. Telle est une explication possible des Supernovae. Ces commentaires sur la signification cosmogonique des masses U et V ne sont donnés que sous toutes réserves, comme hypothèses provisoires. Spectres des naines blanches. — Quelques naines blanches ont un spectre particulier, seul de son espèce (ainsi Sirius B, van Maanen 2). Quelques autres ont des spectres encore non étudiés. Mais pour le plus grand nombre des naines blanches, les spectres se classent dans deux catégories. 1° Type 4° Eridani B. — Une douzaine de spectres sont identiques à celui de 4° Eridani. Les seules raies qu'on y découvre sont celles de l'hydrogène, série de Balmer, jusqu'à H7. Malgré quelques différences avec le spectre des étoiles normales, on classe ces spectres sous la catégorie A0 (comme Sirius A). En particulier, les naines blanches sont plus bleues que les étoiles A0 normales. Ces naines A0 ont une magnitude absolue commune voisine de 11 (luminosité de l'ordre de 0,005 par rapport au Soleil). Les raies de l'hydrogène sont fort larges chez ces naines : l'élargissement et le contour de la raie (fig. 6) s'expliquent par effet Stark. Le champ électrique intense créé par les électrons libres présents dans l'atmosphère perturbe l'émission des atomes d'hydrogène. Cette perturbation proportionnelle à la pression électronique est donc particulièrement intense chez les naines blanches et se traduit par un élargissement de la raie et une modification du contour. 2° Type A. C. 70°
sont identiques à celui de 4° Eridani. Les seules raies qu'on y découvre sont celles de l'hydrogène, série de Balmer, jusqu'à H7. Malgré quelques différences avec le spectre des étoiles normales, on classe ces spectres sous la catégorie A0 (comme Sirius A). En particulier, les naines blanches sont plus bleues que les étoiles A0 normales. Ces naines A0 ont une magnitude absolue commune voisine de 11 (luminosité de l'ordre de 0,005 par rapport au Soleil). Les raies de l'hydrogène sont fort larges chez ces naines : l'élargissement et le contour de la raie (fig. 6) s'expliquent par effet Stark. Le champ électrique intense créé par les électrons libres présents dans l'atmosphère perturbe l'émission des atomes d'hydrogène. Cette perturbation proportionnelle à la pression électronique est donc particulièrement intense chez les naines blanches et se traduit par un élargissement de la raie et une modification du contour. 2° Type A. C. 70° 8247. — Les naines les plus accusées ont un spectre continu, sans raies. La couleur est très bleue, plus bleue que chez aucune étoile normale. Les magnitudes absolues sont voisines de 14 ou 15 (la luminosité est de l'ordre de 0,0001 Q). Il s'agit ici d'un type spectral inédit, dont l'interprétation éclairera le mécanisme des atmosphères dans les conditions de hautes températures et de pesanteur énorme qui règnent sur ces astres extrêmes. Pour le moment, on peut dire que l'interprétation théorique des spectres est très en retard sur l'observation. On a peu étudié l'élargissement des raies, leur absorption, le coefficient d'absorption continue. Il y a là un précieux stimulant pour la physique théorique. Toutefois, les études de Verwey sur les profils de raies sont prometteuses : il semble que l'aspect d'une raie de Balmer permettra de préciser le champ de pesanteur où elle est émise. On en déduira une valeur probable de la masse de l'astre : donnée précieuse entre toutes pour les naines dont le spectre présente des raies. Conclusion. — L'ionisation totale de la matière a fait admettre l'existence d'un état hyperdense. Trois naines blanches d'abord et maintenant trois douzaines, en ont fourni des exemples concrets. Presque en
l'interprétation éclairera le mécanisme des atmosphères dans les conditions de hautes températures et de pesanteur énorme qui règnent sur ces astres extrêmes. Pour le moment, on peut dire que l'interprétation théorique des spectres est très en retard sur l'observation. On a peu étudié l'élargissement des raies, leur absorption, le coefficient d'absorption continue. Il y a là un précieux stimulant pour la physique théorique. Toutefois, les études de Verwey sur les profils de raies sont prometteuses : il semble que l'aspect d'une raie de Balmer permettra de préciser le champ de pesanteur où elle est émise. On en déduira une valeur probable de la masse de l'astre : donnée précieuse entre toutes pour les naines dont le spectre présente des raies. Conclusion. — L'ionisation totale de la matière a fait admettre l'existence d'un état hyperdense. Trois naines blanches d'abord et maintenant trois douzaines, en ont fourni des exemples concrets. Presque en même temps, les nouvelles statistiques de la Mécanique ondulatoire, à peine créées, trouvaient en elles leur premier et leur seul champ d'application. Les succès de la théorie quantique des naines blanches — ses prévisions vérifiées — sont d'un précieux apport pour l'Astronomie, mais aussi pour les Mécaniques quantiques. De même, la Relativité générale a prévu le décalage des raies et permet de préciser parfois la masse des naines blanches : mais en retour, l'existence du décalage est une précieuse pierre de touche pour la Relativité générale. — Enfin les développements de Chandrasekhar, tenant compte d'un facteur de Relativité restreinte (masse d'un électron, fonction de sa vitesse) serrent la réalité de beaucoup plus près que l'ancienne théorie de Fowler. On voit à quel point les théories abstraites, avant-postes de la science, et les naines blanches, se prêtent un mutuel appui. Nous venons de dire quels problèmes les naines blanches posent aux spectroscopistes et quel puissant stimulant elles représentent pour cette branche de la Physique. Pour finir, l'étude des naines blanches promet de n'être pas sans influence sur le chapitre de la Physique le plus intéressant pour l'humanité : je veux parler de la libération des énergies subatomiques, dont la conquête transformera
la Relativité générale a prévu le décalage des raies et permet de préciser parfois la masse des naines blanches : mais en retour, l'existence du décalage est une précieuse pierre de touche pour la Relativité générale. — Enfin les développements de Chandrasekhar, tenant compte d'un facteur de Relativité restreinte (masse d'un électron, fonction de sa vitesse) serrent la réalité de beaucoup plus près que l'ancienne théorie de Fowler. On voit à quel point les théories abstraites, avant-postes de la science, et les naines blanches, se prêtent un mutuel appui. Nous venons de dire quels problèmes les naines blanches posent aux spectroscopistes et quel puissant stimulant elles représentent pour cette branche de la Physique. Pour finir, l'étude des naines blanches promet de n'être pas sans influence sur le chapitre de la Physique le plus intéressant pour l'humanité : je veux parler de la libération des énergies subatomiques, dont la conquête transformera la face du Globe, conquête auprès de laquelle pâlira celle même du feu. Les réactions nucléaires commencent depuis moins de 10 années, à laisser pénétrer leur mystère. Mais l'exemple de Sirius B montre que cette étude a besoin de guides, et qu'elle peut les trouver chez les naines blanches. On a cru, par exemple, que l'absence d'hydrogène présidait à la dégénérescence pour Sirius B, nous avons vu qu'il n'en est rien : un tiers de sa masse totale consiste en hydrogène (Z = 1,5). Si la présence d'hydrogène se confirme chez ces naines, il faudra essayer de comprendre pourquoi des noyaux d'hydrogène, les protons, tassés sous des densités dépassant 1000 000 par rapport à l'eau, ne réagissent pas entre eux. La réponse à ces questions ne manquera pas d'intérêt et on peut l'espérer prochaine. PAUL COUDERC, Astronome à l'Observatoire de Paris. SOCIÉTÉ ASTRONOMIQUE DE FRANCE Séance du Dimanche 17 Décembre 1944 Présidence de M. F. BALDET, astronome titulaire de l'Observatoire de Paris, Président, assisté de M. CH. MAURAIN, Membre de l'Institut, Recteur honoraire de l'Académie de Paris, Doyen honoraire de la Faculté des Sciences, Directeur honoraire de l'Institut de Physique du Globe, ancien Président ; J. BAILLAUD, Directeur de l'Observatoire
a cru, par exemple, que l'absence d'hydrogène présidait à la dégénérescence pour Sirius B, nous avons vu qu'il n'en est rien : un tiers de sa masse totale consiste en hydrogène (Z = 1,5). Si la présence d'hydrogène se confirme chez ces naines, il faudra essayer de comprendre pourquoi des noyaux d'hydrogène, les protons, tassés sous des densités dépassant 1000 000 par rapport à l'eau, ne réagissent pas entre eux. La réponse à ces questions ne manquera pas d'intérêt et on peut l'espérer prochaine. PAUL COUDERC, Astronome à l'Observatoire de Paris. SOCIÉTÉ ASTRONOMIQUE DE FRANCE Séance du Dimanche 17 Décembre 1944 Présidence de M. F. BALDET, astronome titulaire de l'Observatoire de Paris, Président, assisté de M. CH. MAURAIN, Membre de l'Institut, Recteur honoraire de l'Académie de Paris, Doyen honoraire de la Faculté des Sciences, Directeur honoraire de l'Institut de Physique du Globe, ancien Président ; J. BAILLAUD, Directeur de l'Observatoire du Pic du Midi, ancien Président ; M. BIDAULT DE L'ISLE, Vice-président ; Mme G. CAMILLE FLAMMARION, Secrétaire général ; M. D. CHALONGE, astronome à l'Observatoire de Paris, Secrétaire ; M. G. BLUM, Secrétaire-adjoint ; M. et Mme D'AZAMBUJA, astronomes à l'Observatoire de Meudon ; M. B. LYOT, membre de l'Institut, astronome à l'Observatoire de Meudon ; M. ANDRÉ BLOCH, Conservateur des Archives Photographiques ; M. CABANNES, Correspondant de l'Institut, Professeur à la Faculté des Sciences ; M. A. COUDER, Directeur de l'Observatoire de Paris par intérim ; M. G. FOURNIER, Administrateur de l'Observatoire de la Société, membre de la Commission des Finances ; M. J. LECLERC, Conservateur de la Cinémathèque de la Société ; M. MINEUR, Directeur de l'Institut d'Astrophysique de Paris ; M. J. SAGET, Ingénieur, Président de la Commission de Photographie ; J. DUFAY, Directeur de l'Observatoire de Lyon ; CH. BERTAUD, Docteur ès-sciences, astronome à l'Observatoire de Meudon, membres du Conseil ; MM. ARNULF, de l'Institut d'Optique de Paris ; BARBIER, astronome à l'Observatoire de Paris ; PAUL COUDERC, astronome à l'Observatoire de Paris ; FEHRENBACH, Sous-Directeur de l'Observatoire de Saint-Michel (Haute-Provence) ; CHEVREND, ancien Président de la Société de Physique, Directeur des Forges de Commentry-Fourchambault
l'Institut, astronome à l'Observatoire de Meudon ; M. ANDRÉ BLOCH, Conservateur des Archives Photographiques ; M. CABANNES, Correspondant de l'Institut, Professeur à la Faculté des Sciences ; M. A. COUDER, Directeur de l'Observatoire de Paris par intérim ; M. G. FOURNIER, Administrateur de l'Observatoire de la Société, membre de la Commission des Finances ; M. J. LECLERC, Conservateur de la Cinémathèque de la Société ; M. MINEUR, Directeur de l'Institut d'Astrophysique de Paris ; M. J. SAGET, Ingénieur, Président de la Commission de Photographie ; J. DUFAY, Directeur de l'Observatoire de Lyon ; CH. BERTAUD, Docteur ès-sciences, astronome à l'Observatoire de Meudon, membres du Conseil ; MM. ARNULF, de l'Institut d'Optique de Paris ; BARBIER, astronome à l'Observatoire de Paris ; PAUL COUDERC, astronome à l'Observatoire de Paris ; FEHRENBACH, Sous-Directeur de l'Observatoire de Saint-Michel (Haute-Provence) ; CHEVREND, ancien Président de la Société de Physique, Directeur des Forges de Commentry-Fourchambault ; STOYKO, astronome à l'Observatoire de Paris et du Bureau International de l'Heure ; L. MIGAUX, Directeur Général de la Compagnie Générale de Géophysique; F. QUÉNISSET, astronome à l'Observatoire de Juvisy ; GENTILI, de l'Observatoire du Pic du Midi; M. VASSY, Professeur à la Faculté des Sciences ; MME VASSY, docteur ès-sciences, etc. La séance est ouverte à huit heures, à l'Amphithéâtre Descartes à la Sorbonne, en présence d'une très nombreuse assistance. On remarquait aux premiers rangs de l'Assistance, la Comtesse D'HARCOURT, Mme BALDET, M. RIVIÈRE, de la Recherche Scientifique. Les personnes dont les noms suivent, sont proposées comme nouveaux sociétaires et admises à cette même séance, sur proposition de M. le Président, d'accord avec le Conseil : MM. JEAN-CLAUDE MICHEL SOREZ, étudiant, 188, rue Pierre-de-Roubaix, à Roubaix (Nord), présenté comme Membre Perpétuel par MME G. Camille Flammarion et M. F. Quénisset. GEORGES-ANTOINE DURRINGTON, industriel, 5, rue de Lisbonne, à Paris, présenté comme Membre Perpétuel par Mme G. Camille Flammarion et M. F. Quénisset. MM. INOUÏS PRADEL, géologue, 7, rue Bonis, à Agen (Lot-et-Garonne), présenté comme Membre Titulaire par Mme G. Camille Flammarion et M. F. Baldet. CLAUDE-JANIN MURAOUR, étudiant, 4, rue du Pré-Saint-Gervais, à Paris (MM. Henri Muraour et