Naines blanches

Image d'artiste : aucune étoile Naine ou autres n'a jamais été observée ainsi.

La plus grande partie de l'existence des étoiles se passe sur la séquence principale, où elles "brûlent" de l'hydrogène pour former de l'hélium. Une fois le cœur de l'étoile épuisé en hydrogène, elle quitte la séquence principale pour évoluer vers d'autres stades d'évolution.

Le stade ultime étant un objet compact : une Naine Blanche

Les étoiles les plus massives évoluent vers les branches des géantes et des supergéantes et finiront en supernova, qui donneront quand à elles , une étoile à neutrons ou encore un trou noir.

Ici nous nous intéresserons aux Naines blanches

La masse d’une étoile est l’élément déterminant de son évolution. Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement l'hydrogène qu'elle contient car la température y est plus élevée de par la compression plus forte de la gravité. Dans le cas des étoiles de quelques masses solaires, lorsque le cœur de l'étoile ne contient plus suffisamment d'hydrogène, elle devient géante rouge. À partir de ce moment-là, l'étoile est vouée à former une nébuleuse planétaire, alors que le noyau devient une naine blanche. 

Une naine blanche est une étoile de forte densité, issue de l'évolution d'une étoile de masse modérée (de 3 à 4 masses solaires au maximum) après la phase où se produisent des réactions thermonucléaires. Cet objet a alors une taille très petite comparativement à une étoile, environ la taille de la Terre (~10 000 km de diamètre), ce qui est petit pour une étoiles, et conserve longtemps une température de surface élevée, d'où son nom de « naine blanche ».

Une naine blanche possède une masse comparable à celle du Soleil pour un volume similaire à celui de la Terre.

Sa masse volumique est ainsi de l’ordre d’une tonne par centimètre cube, plusieurs dizaines de milliers de fois plus élevée que celle des matériaux observés sur Terre. Sa température de surface, qui peut dépasser au départ presque 100 000°C, provient de la chaleur emmagasinée par son étoile parente, chaleur dont le transfert thermique est très lent du fait de la faible surface de l'astre. C'est aussi du fait de cette faible surface que, malgré sa température élevée, la luminosité d'une naine blanche reste limitée à une valeur de l’ordre d’un millième de luminosité solaire, et décroît au cours du temps.

La structure interne d'une naine blanche est déterminée par l'équilibre entre la gravité et les forces de pression, ici produite par un phénomène de mécanique quantique appelé pression de dégénérescence. Les calculs indiquent que cet équilibre ne peut subsister pour des astres de plus de 1,4 masse solaire. Il s'agit donc de la masse maximale que peut posséder une naine blanche lors de sa formation ou de son évolution. C'est cette masse maximale qui fixe la masse maximale initiale de 8 masses solaires que peut avoir une étoile pour que celle-ci évolue en naine blanche, la différence entre ces deux valeurs correspondant aux pertes de masse subies par l'étoile lors de son évolution.

Etant donné la rareté des étoiles de grande masse, les Naines Blanches représentent le destin de 96 % des étoiles de notre galaxie.

L'existence d'une masse limite, qu'aucune naine blanche ne peut excéder, est une conséquence de l'équilibre entre la gravitation et la pression de dégénérescence des électrons. La valeur moderne de la limite fut d'abord publiée en 1931 par Subrahmanyan Chandrasekhar. Pour une naine blanche qui n'est pas en rotation, elle est de 1,4 masse solaire, cette limite est appelée la « masse de Chandrasekhar ».

Si la masse d'une naine blanche dépasse la limite de Chandrasekhar et que des réactions de fusions ne s'amorcent pas, la pression exercée par les électrons n'est plus en mesure de compenser la force de gravité, et elle s'effondre alors en un objet plus dense tel qu'une étoile à neutrons. Cependant, les naines blanches à carbone-oxygène qui accrètent de la masse d'une étoile voisine enclenchent juste avant d'atteindre la masse limite une réaction de fusion nucléaire qui s'emballe, et qui conduit à une explosion de supernova de type Ia dans laquelle la naine blanche est détruite.

Les naines blanches constitueraient la forme résiduelle en fin de vie des étoiles de la séquence principale dont la masse est comprise entre 0,07 à 10 masses solaires, et qui n'ont pas explosé en supernova. À la fin de leur vie, ces étoiles ont fusionné la plus grande partie de leur hydrogène en hélium. Privées de combustible, elles s'effondrent sur elles-mêmes sous l'effet de la gravitation.

Les naines blanches ont une faible luminosité. Néanmoins, au moment de leur formation, leur température est extrêmement élevée à cause de l'énergie emmagasinée lors de l'effondrement gravitationnel de l'étoile. Elles peuplent donc à leur formation l'angle inférieur gauche du diagramme de Hertzsprung-Russell, celui des étoiles peu lumineuses mais chaudes, et dérivent vers la droite avec le temps à mesure qu'elles se refroidissent.