Nain blanc
Crédit: NASA / CXC / SAO
Les étoiles naines blanches marquent le point final évolutif du faible aux étoiles de masse intermédiaires comme notre Soleil. Les processus de fusion dans les noyaux de ces étoiles cessent une fois que l’hélium a été converti en carbone, car le noyau de carbone en contraction n’atteint pas une température suffisamment élevée pour s’enflammer. Au lieu de cela, il se contracte jusqu’à ce qu’il comprime tous ses électrons dans le plus petit espace possible qu’ils peuvent occuper. La pression électronique résultante est due aux effets de la mécanique quantique et empêche la gravité de comprimer davantage le noyau. Une naine blanche est donc soutenue par la pression d’électrons plutôt que par la génération d’énergie dans son noyau.
Une fois que le noyau a cessé de se contracter, la naine blanche a une température de plus de 100 000 Kelvin et brille à travers la chaleur résiduelle. Ces jeunes naines blanches illuminent généralement les couches externes de l’étoile d’origine éjectée pendant la phase géante rouge et créent une nébuleuse planétaire. Ce rayonnement continu de la naine blanche, associé à l’absence de source d’énergie interne, signifie que la naine blanche commence à se refroidir. Finalement, après des centaines de milliards d’années, la naine blanche refroidira à des températures auxquelles elle n’est plus visible et deviendra une naine noire. Avec des durées de refroidissement aussi longues (dues principalement à la petite surface à travers laquelle l’étoile rayonne), et avec l’âge de l’Univers actuellement estimé à 13,7 milliards d’années, même les plus anciennes naines blanches rayonnent encore à des températures de quelques milliers de Kelvin, et les naines noires restent des entités hypothétiques.
En raison de leurs températures élevées et de leur petite taille, les naines blanches se trouvent sous la séquence principale dans le diagramme Hertzsprung-Russell.
Les étoiles naines blanches sont extrêmes des objets qui ont à peu près la même taille que la Terre. Ils ont des densités généralement autour de 109 kg / m3 (la Terre a une densité d’environ 5 × 103 kg / m3) ce qui signifie qu’une cuillère à café de matière naine blanche pèserait plusieurs tonnes. La façon la plus simple de se représenter cela est d’imaginer presser la masse du Soleil dans un objet de la taille de la Terre! Le résultat est que la gravité à la surface de la naine blanche est plus de 100000 fois ce que nous expérimentons ici sur Terre, et cela entraîne l’atmosphère de l’étoile dans une couche de surface extrêmement mince de seulement quelques centaines de mètres de haut.
Crédit: Harvey Richer (Université de la Colombie-Britannique, Vancouver) / NASA / NSSDC
Une autre propriété curieuse du blanc nains, c’est que plus ils ont de masse, plus ils sont petits. La limite de Chandrasekhar d’environ 1,4 masse solaire est la limite supérieure théorique de la masse qu’une naine blanche peut avoir et reste toujours une naine blanche. Au-delà de cette masse, la pression électronique ne peut plus supporter l’étoile et elle s’effondre dans un état encore plus dense – soit une étoile à neutrons, soit un trou noir. La naine blanche la plus lourde observée a une masse d’environ 1,2 masse solaire, tandis que la plus légère ne pèse qu’environ 0,15 masse solaire.
Toutes les naines blanches n’existent pas isolément, et une naine blanche qui est en train d’accréter le matériau d’un compagnon étoile dans un système binaire peut donner lieu à plusieurs phénomènes éruptifs différents. Les variables cataclysmiques résultent soit de l’accumulation d’une lourde couche de surface d’hydrogène sur une naine blanche, soit d’instabilités dans le processus d’accrétion, tandis que les supernovae de type Ia sont supposées être l’explosion d’une étoile naine blanche qui a dépassé la limite de Chandrasekhar.