Naine blanche

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Sirius B est une naine blanche visible comme un petit point en bas à gauche de Sirius A, beaucoup plus brillante. Si ce système était observé dans le domaine des rayons X, Sirius B apparaîtrait alors plus brillante que son compagnon du fait que sa surface est significativement plus chaude. Photographie prise le 15 octobre 2003 par le télescope spatial Hubble.

Une naine blanche [1], [2], [3] est un objet céleste de forte densité, issu de l'évolution d'une étoile de masse modérée (de 8 à 10 masses solaires au maximum [4]) après la phase où se produisent des réactions thermonucléaires. Cet objet a alors une taille très petite comparativement à une étoile, et conserve longtemps une température de surface élevée, d'où son nom de « naine blanche ».

Une naine blanche possède typiquement une masse inférieure quoique comparable à celle du Soleil pour un volume similaire à celui de la Terre. Sa densité 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 100 000 kelvins, 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 [5]. 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.

Début 2009, le projet Research Consortium on Nearby Stars dénombre huit naines blanches dans les cent systèmes stellaires les plus proches du système solaire [6], mais étant donné la rareté des étoiles de grande masse, elles représentent le destin de 96 % des étoiles de notre galaxie [7].

Du fait de l'évolution de leur étoile parente (dictée par sa masse), les naines blanches existant aujourd'hui sont habituellement composées de carbone et d' oxygène. Quand l'étoile parente est suffisamment massive (probablement entre 8 et 10 masses solaires), il est possible qu'elle donne naissance à une naine blanche sans carbone, mais comprenant du néon et du magnésium en plus de l'oxygène [8]. Il est également possible qu'une naine blanche soit principalement composée d' hélium [9], [10], si son étoile parente a été sujette à un transfert de matière dans un système binaire. Dans chacun de ces cas, la naine blanche correspond au cœur mis à nu de l'étoile parente, alors que les couches externes de celle-ci ont été expulsées et ont formé une nébuleuse planétaire. Il n'existe pas de naines blanches issues d'étoiles de moins d'une demi-masse solaire, car la durée de vie de celles-ci est supérieure à l' âge de l'univers. Ces étoiles-là évolueront selon toute vraisemblance en des naines blanches composées d'hélium [11].

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. Une naine blanche isolée est un objet d'une très grande stabilité, qui va simplement se refroidir au cours du temps pour, à très long terme, devenir une naine noire. Si par contre une naine blanche possède un compagnon stellaire, elle pourra éventuellement interagir avec ce compagnon, formant ainsi une variable cataclysmique. Elle se manifestera sous différentes formes suivant le processus d'interaction : nova classique, source super molle, nova naine, polaire ou polaire intermédiaire. Ces interactions tendent à faire augmenter la masse de la naine blanche par accrétion. Dans l'éventualité où celle-ci atteint la masse critique de 1,4 (par accrétion voire par collision avec une autre naine blanche), elle achèvera sa vie de façon paroxystique en une gigantesque explosion thermonucléaire appelée supernova de type Ia [5], [12].

En spectroscopie, les naines blanches forment la classe D de la classification spectrale des étoiles et de leurs résidus. Elles sont réparties entre plusieurs sous-classes — DA [13], DB [14], DC [15], DO [16], DQ [17] et DZ [18] — en fonction des caractéristiques de leur spectre.

Découverte

La première naine blanche a été découverte dans le système stellaire triple 40 Eridani. Celui ci est visuellement dominé par 40 Eridani A, une étoile de la séquence principale relativement brillante, à une certaine distance de laquelle orbite un système binaire plus serré composé d'une naine blanche 40 Eridani B et d'une naine rouge de la séquence principale 40 Eridani C. La paire 40 Eridani B et C fut découverte par William Herschel le 31 janvier 1783 [19] ; elle fut à nouveau observée par Friedrich Georg Wilhelm von Struve en 1825 et par Otto Wilhelm von Struve en 1851 [20], [21]. En 1910, Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering et Williamina Fleming découvrirent que bien qu'elle fût une étoile faible, 40 Eridani B était une étoile de type spectral A, ou encore blanche [22]. En 1939, Russell se remémorait la découverte [23] :

Edward Charles Pickering.

« J'étais en visite chez mon ami et généreux bienfaiteur, le Professeur Edward C. Pickering. Avec sa gentillesse caractéristique, il s'était porté volontaire pour observer les spectres de toutes les étoiles, y compris les étoiles de référence, qui avaient été observées dans les études de parallaxe stellaire que Hinks et moi avions faites à Cambridge, et je discutais. Ce travail de routine apparente s'avéra très fructueux : il mena à la découverte que toutes les étoiles de très faible magnitude absolue étaient de type spectral M. En discutant ce sujet (comme je m'en souviens), j'interrogeais Pickering sur certaines autres étoiles faibles, qui ne figuraient pas sur ma liste, en mentionnant en particulier 40 Eridani B. À sa manière caractéristique, il transmit une note au bureau de l'Observatoire, et avant peu, la réponse revint (je crois de Mme Fleming) que le spectre de cette étoile était de type A. J'en savais assez, même en ces temps paléozoïques, pour réaliser instantanément qu'il y avait une incohérence extrême entre ce que nous aurions alors pu appeler des valeurs « possibles » de la brillance superficielle et de la densité. J'ai dû montrer que je n'étais pas seulement perplexe mais déçu de cette exception à ce qui paraissait une règle assez élégante de caractérisation stellaire ; mais Pickering me sourit, et dit : « Ce sont justement ces exceptions qui procurent des avancées de notre connaissance », et ainsi, les naines blanches entrèrent dans le royaume des études ! »

Le type spectral de 40 Eridani fut officiellement décrit en 1914 par Walter Adams [24].

Le compagnon de Sirius (α Canis Majoris), Sirius B, est découvert ensuite. Dans le courant du XIXe siècle, les mesures des positions de certaines étoiles deviennent assez précises pour mesurer de petits changements dans leur position. Friedrich Bessel utilise justement cette précision dans les mesures pour déterminer les modifications des positions des étoiles Sirius et Procyon ( α Canis Minoris). En 1844, il prédit l'existence de compagnons invisibles de ces deux étoiles [25] :

« Si nous devions regarder Sirius et Procyon comme des étoiles doubles, leurs modifications de mouvement ne nous surprendraient pas : nous les considérerions comme nécessaires, et n'aurions plus qu'à engager leur observation quantitative. Mais la lumière n'est pas une propriété réelle de la masse. L'existence d'un nombre incalculable d'étoiles visibles ne peut rien prouver contre l'existence d'un nombre incalculable d'étoiles invisibles. »

Bessel estime la période du compagnon de Sirius à un demi-siècle [25] ; C. H. F. Peters calcule son orbite en 1851 [26]. Ce n'est que le 31 janvier 1862 qu' Alvan Graham Clark observe une étoile encore jamais vue, proche de Sirius, identifiée ultérieurement comme le compagnon prédit [26]. Walter Adams annonce en 1915 avoir trouvé que le spectre de Sirius B est similaire à celui de Sirius [27].

En 1917, Adriaan Van Maanen découvre l' Étoile de van Maanen, une naine blanche isolée [28]. Ces trois naines blanches, les premières découvertes, sont appelées les « naines blanches classiques [23] ». Finalement, de nombreuses étoiles de faible luminosité sont découvertes avec des mouvements propres élevés, les indiquant comme susceptibles d'être des étoiles à faible luminosité proches de la Terre, et donc des naines blanches. Willem Luyten semble avoir été le premier à utiliser l'expression « naine blanche » lorsqu'il examina cette classe d'étoiles en 1922 [22], [29], [30], [31], [32].

Malgré ces soupçons, la première naine blanche « non classique » n'est identifiée que dans les années 1930. En 1939, dix-huit naines blanches ont été découvertes [23]. Luyten et d'autres continuent à chercher des naines blanches dans les années 1940. Vers 1950, plus d'une centaine sont connues [33], et fin 1999, plus de 2 000 sont répertoriées [34]. Depuis lors, le Sloan Digital Sky Survey en a trouvé plus de 9 000 [35].

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