Étoile naine blanche, appartenant à une classe d’étoiles faibles représentant le point final de l’évolution des étoiles de masse intermédiaire et de faible masse. Les étoiles naines blanches, ainsi appelées en raison de la couleur blanche des quelques premières découvertes, se caractérisent par une faible luminosité, une masse de l’ordre de celle du Soleil et un rayon comparable à celui de la Terre. En raison de leur grande masse et de leurs petites dimensions, ces étoiles sont des objets denses et compacts dont la densité moyenne s’approche de 1 000 000 fois celle de l’eau.
Photo AURA / STScI / NASA / JPL (photo NASA # STScI-PRC95-32)
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Contrairement à la plupart des autres étoiles qui sont soutenues contre leur propre gravitation par une pression de gaz normale, naine blanche les étoiles sont soutenues par la pression de dégénérescence du gaz d’électrons dans leur intérieur. La pression de dégénérescence est la résistance accrue exercée par les électrons composant le gaz, à la suite de la contraction stellaire (voir gaz dégénéré). L’application des statistiques dites de Fermi-Dirac et de la relativité restreinte à l’étude de la structure d’équilibre des étoiles naines blanches conduit à l’existence d’une relation masse-rayon à travers laquelle un rayon unique est attribué à une naine blanche d’un Masse; plus la masse est grande, plus le rayon est petit. De plus, on prévoit l’existence d’une masse limite au-dessus de laquelle aucune étoile naine blanche stable ne peut exister. Cette masse limite, connue sous le nom de limite de Chandrasekhar, est de l’ordre de 1,4 masse solaire. Les deux prédictions sont en excellent accord avec les observations d’étoiles naines blanches.
La région centrale d’une étoile naine blanche typique est composée d’un mélange de carbone et d’oxygène. Autour de ce noyau se trouve une mince enveloppe d’hélium et, dans la plupart des cas, une couche d’hydrogène encore plus mince. Un très petit nombre d’étoiles naines blanches sont entourées d’une mince enveloppe de carbone. Seules les couches stellaires les plus à l’extérieur sont accessibles aux observations astronomiques.
Les naines blanches évoluent à partir d’étoiles avec une masse initiale allant jusqu’à trois ou quatre masses solaires, voire plus. Après des phases de repos d’hydrogène et d’hélium brûlant dans son noyau – séparées par une première phase géante rouge – l’étoile devient une géante rouge pour une seconde fois. Vers la fin de cette deuxième phase géante rouge, l’étoile perd son enveloppe étendue dans un événement catastrophique, laissant derrière elle un noyau dense, chaud et lumineux entouré d’une coquille sphérique rougeoyante. C’est la phase de la nébuleuse planétaire. Pendant tout le cours de son évolution, qui prend généralement plusieurs milliards d’années, l’étoile perdra une fraction majeure de sa masse d’origine à cause des vents stellaires dans les phases géantes et à travers son enveloppe éjectée. Le noyau chaud de la nébuleuse planétaire laissé derrière a une masse de 0,5 à 1,0 masse solaire et finira par se refroidir pour devenir une naine blanche.
Les naines blanches ont épuisé tout leur combustible nucléaire et n’ont donc aucune source d’énergie nucléaire résiduelle. Leur structure compacte empêche également une nouvelle contraction gravitationnelle. L’énergie rayonnée dans le milieu interstellaire est ainsi fournie par l’énergie thermique résiduelle des ions non dégénérés composant son cœur. Cette énergie se diffuse lentement vers l’extérieur à travers l’enveloppe stellaire isolante, et la naine blanche se refroidit lentement. Suite à l’épuisement complet de ce réservoir d’énergie thermique, un processus qui prend plusieurs milliards d’années supplémentaires, la naine blanche cesse de rayonner et a alors atteint le stade final de son évolution et devient un reste stellaire froid et inerte. Un tel objet est parfois appelé une naine noire.
Les étoiles naines blanches sont parfois trouvées dans des systèmes binaires, comme c’est le cas pour le compagnon nain blanc de l’étoile la plus brillante du ciel nocturne, Sirius.Les étoiles naines blanches jouent également un rôle essentiel dans les supernovae de type Ia et dans les explosions de novae et d’autres étoiles variables cataclysmiques.
