Naines blanches

Naines blanches

Naine blanche

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Image de Sirius A and Sirius B prise par le télescope spatial Hubble. Sirius B est une naine blanche visible comme un petit point en bas à gauche de Sirius A, beaucoup plus brillant.

Une naine blanche, appelée aussi naine dégénérée est une étoile de petite taille composée essentiellement de matière dégénérée. De masse comparable à celle du Soleil, pour un volume comparable à celui de la Terre, sa densité est très élevée. Sa température de surface, qui peut être élevée, provient de l'émission de l'énergie thermique stockée au cœur de l'étoile[1]. Malgré cela, elle a une faible luminosité totale, en raison de sa petite superficie. Les naines blanches constituent approximativement 6 % de l'ensemble des étoiles connues dans le voisinage solaire[2]. La luminosité inusuellement basse des naines blanches a été reconnue pour la première fois en 1910 par Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering et Williamina Fleming[3]. Quand à la dénomination de naine blanche, c'est une trouvaille de Willem Luyten en 1922[4].

On pense que l'état de naine blanche est l’avant-dernière phase de l'évolution des étoiles de masse comprise entre 0,8 et 1,4 fois celle du Soleil, c'est-à-dire peu élevée, qui représentent 97 %[5] des étoiles de la Voie Lactée, notre galaxie. A la fin de la période de fusion nucléaire de l'hydrogène d'une étoile de la séquence principale de masse faible ou intermédiaire, l'astre se mue en une géante rouge qui fusionne l'hélium de son cœur en carbone par le processus de réaction triple-alpha, puis en oxygène, et entame en parallèle un épisode d'expansion colossale. Si une géante rouge a une masse insuffisante pour engendrer la température nécessaire à la fusion de carbone dans son cœur, une masse inerte de carbone et d'oxygène s'y constitue. Après avoir expulsé ses couches extérieures pour former une nébuleuse planétaire, elle ne contient plus que ce cœur, qui forme la naine blanche résiduelle[6].

Habituellement, donc, les naines blanches sont composées de carbone et d'oxygène. Il est aussi possible que la température du cœur permette la fusion du carbone mais pas du néon, auquel cas une naine blanche « oxygène-néon-magnésium » peut se former[7]. Quelques naines blanches à hélium[8],[9] paraissent s'être formées par transfert de matière dans un système binaire.

La matière d'une naine blanche n'est plus soumise aux réactions de fusion, aussi l'étoile ne dispose plus d'aucune source d'énergie, et son effondrement gravitationnel n'est plus contrecarré par la chaleur générée par la fusion. Elle est uniquement supportée par la pression de dégénérescence des électrons, ce qui la rend extrêmement dense. La physique de la dégénérescence suppose une masse maximum pour une naine blanche qui n'est pas en rotation, la limite de Chandrasekhar, égale approximativement à 1,4 fois la masse solaire, au-dessus de laquelle la pression de dégénérescence provoque la transition électron + proton donne neutron. Une naine blanche carbone-oxygène qui se rapproche de cette masse limite, typiquement par un transfert de masse provenant d'une étoile compagnon, peut exploser en supernova de type Ia (voir infra) selon le processus connu comme combustion du carbone[1],[6]. (SN 1006 pourrait en être un exemple fameux).

Quand elle se forme, une naine blanche est très chaude, mais n'ayant pas de source d'énergie, elle élimine graduellement cette chaleur par rayonnement et se refroidit. Ceci signifie que la température de couleur initialement élevée de son rayonnement diminue en rougissant progressivement. Après une très longue durée, une naine blanche refroidit jusqu'à des températures où elle n'est plus visible, et devient une naine noire froide[6]. Cependant, comme aucune naine blanche ne peut être plus âgée que l'Univers, soit approximativement 13,7 milliards d'années[10], même les naines blanches les plus vieilles rayonnent encore à une température de quelque milliers de kelvins, et l'existence d'aucune naine noire n'est encore considérée comme possible[1],[5].

La plupart des étoiles de notre galaxie, environ 97 % (voir supra) finiront leur vie en naine blanche, selon ce scénario.

Sommaire

Découverte

La première naine blanche découverte se trouvait dans le système stellaire triple 40 Eridani, qui contient 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 Friedrich Wilhelm Herschel le 31 janvier 1783[11] ; elle fut à nouveau observée par Friedrich Georg Wilhelm von Struve en 1825 et par Otto Wilhelm von Struve en 1851[12],[13]. En 1910, Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering and Williamina Fleming découvrirent que bien qu'elle fût une étoile faible, 40 Eridani B était une étoile de type spectral A, ou encore blanche[4]. En 1939, Russell se remémorait la découverte[3] :

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. Avec sa façon 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 inconsistance 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[14].

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[15] :

Si nous devions regarder Sirius et Procyon comme des étoiles doubles, leurs modifications de mouvement ne nous surprendraient pas : nous les considèrerions 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[15] ; C. H. F. Peters calcule son orbite en 1851[16]. 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[16]. Walter Adams annonce en 1915 avoir trouvé que le spectre de Sirius B est similaire à celui de Sirius[17].

En 1917, Adriaan Van Maanen découvre l'Étoile de van Maanen, une naine blanche isolée[18]. Ces trois naines blanches, les premières découvertes, sont appelées les « naines blanches classiques »[3]. 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[4],[19],[20],[21],[22]

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[3]. Luyten et d'autres continuent à chercher des naines blanches dans les années 40. Vers 1950, plus d'une centaine sont connues[23], et fin 1999, on en connaît plus de 2000[24]. Depuis lors, le Sloan Digital Sky Survey en a trouvé plus de 9000, principalement des nouvelles[25].

Processus de formation

On pense que les naines blanches constituent 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, M\scriptstyle\odot[5],[26], 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. La pression et la température du cœur augmentant, la fusion de l'hélium commence, produisant des élément plus lourds et en particulier le carbone. Cette énergie nouvelle fait gonfler l'étoile, qui devient alors une géante rouge. Cependant, l'hélium est très rapidement consommé ; lorsque la fusion de l'hélium se termine, la contraction de l'étoile reprend. Sa faible masse ne permettant pas d'atteindre des températures et des pressions suffisantes pour démarrer la fusion du carbone, le cœur s'effondre en une naine blanche, tandis que les couches externes de l'étoile rebondissent violemment sur cette surface solide et sont projetées dans l'espace sous forme de nébuleuse planétaire. Le résultat de ce processus est donc une naine blanche très chaude entourée d'un nuage de gaz composé essentiellement de l'hydrogène et de l'hélium non consommés dans la fusion (et d'un peu de carbone). Cette naine blanche se refroidit ensuite très lentement en naine noire.

Composition

La composition finale d'une naine blanche varie selon la masse intitiale de l'étoile.

Etoiles de très faible masse

Une étoile de la séquence principale dont la masse est inférieure à approximativement 0,5 M\scriptstyle\odot ne deviendra jamais assez chaude pour amorcer la fusion de l'hélium dans son cœur. On pense que sur une durée excédant l'âge de l'Univers (~13,7 milliards d'années[10]), ce type d'étoiles brûlera finalement la totalité de son hydrogène et achèvera son évolution en une naine blanche d'hélium, principalement composée de noyaux d'hélium 4[27]. Le temps nécessaire à ce processus conduit à penser qu'il n'est pas à l'origine des naines blanches d'hélium observées. On pense plutôt qu'elles résultent d'un transfert de masse dans un système binaire[6],[8],[9],[28],[29],[30], ou bien à une perte de masse provenant d'un gros compagnon planétaire[31],[32].

Étoiles de masse intermédiaire

Si la masse d'une étoile de la séquence principale se situe entre à peu près 0,5 et 8 M\scriptstyle\odot, son cœur s'échauffera suffisamment pour permettre la fusion de l'hélium en carbone et en oxygène à partir du processus de « réaction triple alpha », mais il ne parviendra jamais à une température suffisamment élevée pour fusionner le carbone en néon. Vers la fin de la période où elle procède aux réactions de fusion, une telle étoile disposera d'un cœur de carbone-oxygène n'engageant plus de réaction de fusion, entouré d'un noyau intérieur d'hélium en fusion, ainsi que d'un noyau extérieur d'hydrogène lui aussi en fusion. Sur le diagramme d'Hertzsprung-Russell, elle se situera sur la branche asymptotique des géantes. Elle expulsera alors la majeure partie de son enveloppe externe, créant ainsi une nébuleuse, jusqu'à ce que seul demeure le cœur de carbone-oxygène. Ce processus est à l'origine des naines blanches de carbone-oxygène qui constituent la grande majorité des naines blanches observées[28],[33],[34].

Étoiles de masse intermédiaire à élevée

Si une étoile est suffisamment massive, son cœur parviendra finalement à une température suffisamment élevée pour amorcer la fusion du carbone en néon, puis du néon en fer. Une telle étoile ne deviendra pas une naine blanche, parce que la masse de son cœur central, qui n'est pas en fusion, et qui supporte la pression de dégénérescence des électrons, finira par excéder la masse maximum supportable par la pression de dégénérescence. A ce stade, le cœur de l'étoile va s'effondrer et elle va exploser en une supernova de type II par effondrement du cœur, qui laisse comme résidu une étoile à neutrons, un trou noir, ou peut-être encore, une étoile compacte d'une forme encore plus exotique[26],[35]. Certaines étoiles de la séquence principale, d'une masse de l'ordre de 8 à 10 M\scriptstyle\odot, bien que suffisamment massives pour amorcer la fusion du carbone en néon et en magnésium, peuvent être d'une masse insuffisante pour engager la fusion du néon. Une telle étoile peut laisser un résidu de naine blanche composée principalement d'oxygène, néon et magnésium, à condition que son cœur ne s'effondre pas et à condition que la fusion ne se produise pas avec une telle violence que l'étoile soit soufflée en une supernova[36],[37]. Bien que quelques naines blanches isolées aient été identifiées comme pouvant relever de ce type, la plupart des preuves d'existence de telles étoiles proviennent de novæ appelées ONeMg, ou novæ à néon. le spectre de ces novæ présente en abondance le néon, le magnésium et d'autres éléments de masse intermédiaire qui n'apparaissent comme explicables que par l'accrétion de matière par une naine blanche à oxygène-néon-magnésium[7],[38],[39].

Caractéristiques physiques

Pression de dégénérescence des électrons

Nous verrons (voir infra) que les naines blanches sont des astres dégénérés, c'est-à-dire qu'ils ne peuvent se maintenir que grâce à des effets quantiques. En l'absence de ces effets, rien ne viendrait stopper l'effondrement de la naine blanche et elle deviendrait un trou noir. Mais lorsque cet effondrement a lieu, les électrons des atomes de carbone constituant l'étoile se trouvent de plus en plus proches les uns des autres (au sens quantique du terme).

Si la naine blanche possède une masse supérieure à 1,4 masse solaire, cette pression de dégénérescence des électrons n'est plus suffisante pour contrecarrer la gravitation : les électrons se combinent alors avec les protons en neutrons, formant une étoile à neutrons. Mais si l'astre est trop massif, rien n'empêche son effondrement et l'on obtient un trou noir.

Densité et composition

Bien qu'il existe des naines blanches dont des masses sont estimées aussi faibles que 0,17 M\scriptstyle\odot[40] et d'autres aussi élevées que 1,33 M\scriptstyle\odot[41], la distribution de leurs masses forme un pic clairement centré à 0,6 M\scriptstyle\odot, et la majorité se trouve dans une fourchette de 0,5 à 0,7 M\scriptstyle\odot[41]. Les rayons estimés des naines blanches observées, cependant, sont typiquement de 0,008 à 0,02 fois le rayon solaire R\scriptstyle\odot[42] ; c'est comparable au rayon de la Terre, approximativement 0,009 R\scriptstyle\odot. Une naine blanche renferme donc une masse comparable à celle du Soleil dans un volume qui est typiquement des millions de fois inférieur à celui du Soleil ; la densité moyenne d'une naine blanche doit donc être, très approximativement, un million de fois supérieure à la densité moyanne du Soleil, soit approximativement 106 grammes (ou encore 1 tonne) par centimètre cube[1]. Les naines blanches sont constituées de l'une des plus denses des matières connues, seulement dépassée par celle d'autres étoiles compactes, telles que les étoiles à neutrons, les hypothétiques étoiles à quarks[43] et les trous noirs, pour autant que l'on puisse parler de densité pour ces derniers.

La découverte de l'extrême densité des naines blanche a suivi de peu la découverte de leur existence même. Si une étoile relève d'un système binaire, comme dans le cas de Sirius B et de 40 Eridani B, il est possible d'estimer sa masse à partir des observations des orbites respectives des deux corps constituant le système. Ceci fut fait pour Sirius B en 1910[44], conduisant à estimer sa masse à 0,94 M\scriptstyle\odot. Une estimation plus moderne l'évalue à 1 M\scriptstyle\odot[45]. Les corps chauds rayonnant plus que les corps froids, la brillance de la surface d'une étoile peut être estimée à partir de sa température effective de surface, et ainsi, à partir de la forme de son spectre. Si l'on connaît la distance de l'étoile, on peut aussi estimer sa luminosité totale. La comparaison de ces deux chiffres conduit au rayon de l'étoile. Cette sorte de raisonnement a conduit à réaliser, à la grande perplexité des astronomes de l'époque, que Sirius B et 40 Eridani B devaient être très denses. Par exemple lorsque Ernst Öpik estima en 1916 la densité d'un certain nombre d'étoiles binaires visuelles, il trouva que 40 Eridani B avait une densité supérieure à 25000 fois celle du Soleil, si élevée qu'il la déclara « impossible »[46]. Comme Arthur Stanley Eddington l'indiqua plus tard, en 1927[47] :

Nous apprenons au sujet des étoiles en recevant et en interprétant les messages que leur lumière nous apporte. Lorsqu'on l'a décomposé, le message du compagnon de Sirius disait : « Je suis composé d'une matière 3000 fois plus dense que tout ce que vous avez pu rencontrer jusqu'ici ; une tonne de ma matière serait une petite pépite que vous pourriez déposer dans une boîte d'allumette. » Que peut-on répondre à un tel message ? La réponse de la plupart d'entre nous, en 1914, fut : « Tais-toi ! Ne dis pas de bêtises ! »

Comme Eddington le soulignait en 1924, des densités de cet ordre impliquent, selon la théorie de la relativité générale, que la lumière de Sirius B devraient être gravitationnellement décalée vers le rouge[48]. Ceci se confirma en 1925 lorsqu'Adams mesura le décalage vers le rouge[49].

De telles densités sont possibles parce que la matière des naines blanches n'est pas composée d'atomes liés par des liaisons chimiques, mais consiste plutôt en un plasma de noyaux sans liaisons et d'électrons. Il n'y a de ce fait aucun obstacle à placer les noyaux plus près les uns des autres que les orbitales électroniques, les régions occupées par les électrons liés à un atome, ne le permettent normalement[48]. Eddington, cependant, se demanda ce qu'il adviendrait lorsque ce plasma se refroidirait et que l'énergie qui maintenait ensemble les atomes ne serait plus présente[50]. Ce paradoxe fut levé en 1926 par Ralph H. Fowler par l'application de la mécanique quantique récemment élaborée. Puisque les électrons obéissent au principe d'exclusion de Pauli, deux électrons ne peuvent occuper le même état quantique, et ils doivent obéir à la statistique de Fermi-Dirac, elle aussi publiée en 1926, pour déterminer la distribution statistique qui satisfait le principe d'exclusion de Pauli[51]. À 0 K, les électrons ne peuvent pas tous occuper l'état d'énergie minimum ou état fondamental ; certains d'entre eux sont contraints d'occuper des niveaux d'énergie supérieure, formant ainsi une bande des plus basses énergies disponibles, la mer de Fermi. Cet état des électrons, appelé dégénéré, signifie qu'une naine blanche pouvait se refroidir jusqu'au zéro absolu et posséder encore une énergie élevée. Une autre façon de parvenir à ce résultat provient de l'utilisation du principe d'incertitude ; la densité élevée des électrons d'une naine blanche entraîne que leur position est relativement localisée, créant une incertitude correspondante de leur moment. Ceci signifie que quelques électrons ont un moment élevé et de ce fait, une énergie cinétique importante[50],[52]

La compression d'une naine blanche entraîne l'accroissement du nombre d'électrons dans un volume donné. Par application du principe d'exclusion de Pauli aussi bien que du principe d'incertitude, nous voyons que ceci entraîne l'accroissement de l'énerge cinétique des électrons qui engendre la presssion[50],[53]. Cette pression de dégénérescence des électrons empêche l'effondrement gravitationnel de la naine blanche. Elle ne dépend que de la densité, et non de la température. La matière dégénérée est relativement compressible ; ceci signifie la densité d'une naine blanche de forte masse est tellement plus élevée que celle d'une naine blanche de faible masse que le rayon d'une naine blanche décroît quand sa masse croît[1].

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. Cette masse a été publiée initialement en 1929 par Wilhelm Anderson[54] et en 1930 par Edmund C. Stoner[55]. La valeur moderne de la limite fut d'abord publiée en 1931 par Subrahmanyan Chandrasekhar dans son arcticle "The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs"[56]. Pour une naine blanche qui n'est pas en rotation, elle est approximativement égale à 5,7/μe² M\scriptstyle\odot, où μe est la masse moléculaire moyenne par électron de l'étoile[57]. Comme le carbone 12 et l'oxygène 16, prédominants dans la composition d'une naine blanche à carbone-oxygène, ont tous deux un numéro atomique de moitié égal à leur masse atomique, on peut prendre 2 comme valeur de μe pour une telle étoile[52], ce qui conduit à la valeur généralement citée de 1,4 M\scriptstyle\odot. (Vers le déut du XXe siècle, il existait de bonnes raisons de penser que les étoiles étaient principalement composées d'éléments lourds[55], aussi dans son arcticle de 1931, Chandrasekhar prit le poids moléculaire moyen par électron μe égal à 2,5, donnant en conséquence une limite de 0,91 M\scriptstyle\odot). En 1983, avec William Alfred Fowler, Chandrasekhar reçut le Prix Nobel de Physique : « Pour ses études théoriques des processus physiques importants pour la structure et l'évolution des étoiles. ». La masse-limite est maintenant 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 meure de compenser la force de gravité, et elle s'effondre alors en un objet plus dense tel qu'une étoile à neutrons[58]. 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[59].

Les naines blanches ont une faible luminosité et de ce fait, occupent une bande dans la partie inférieure du diagramme de Hertzsprung-Russell, un graphe rapportant la luminosité à la couleur (ou, par équivalence, la température) des étoiles. Il ne faut pas les confondre avec les objets de faible luminosité à l'extrémité de la séquence principale où se situent les objets de faible masse, tels les naines rouges en train de fusionner leur hydrogène, et dont le cœur est partiellement supporté par la pression thermique[60], ou bien les naines brunes, de température encore inférieure[61].

Température

La température des naines blanches est extrêmement élevée, cette chaleur ayant été emmagasinée lors de l'effondrement gravitationnel très important de l'étoile. La superficie des naines blanches étant extrêmement faible, celles-ci mettent très longtemps à se refroidir. Elles peuplent donc l'angle inférieur gauche du diagramme de Hertzsprung-Russell, celui des étoiles peu lumineuses mais néanmoins chaudes. Elles y dérivent vers le rouge, en épuisant leur énergie, tendant asymptotiquement vers une naine noire en équilibre thermique avec leur environnement. Ce processus nécessitant jusqu'à ce stade un temps considérable, l'univers n'est pas encore assez âgé pour que des naines noires existent, et les plus vieilles ont encore une température de couleur de plusieurs milliers de K.

Relation entre la masse et le rayon et masse-limite

Il est facile de démontrer une relation approchée entre la masse et le rayon des naines blanches, en utilisant l'argument de la minimisation de l'énergie. L'énergie de la naine blanche peut être approchée en prenant la somme de son énergie gravitationnelle et de son énergie cinétique interne (essentiellement celle des électrons). Le potentiel d'énergie gravitationnelle d'un morceau de masse unitaire de naine blanche, Eg, sera de l'ordre de :
Eg = − GM/R,
où G représente la constante gravitationnelle, M la masse de la naine blanche, et R son rayon.
L'énergie cinétique de la masse unitaire Ek, provient en premier lieu du mouvement des électrons, aussi sera-t-elle approximativement :
N p2/m,
où p représente le moment moyen de l'électron, m sa masse, et N le nombre d'électrons par unité de masse.
Puisque les électrons sont dégénérés, nous pouvons estimer que p est de l'ordre de l'incertitude sur le moment, Δ p, donnée par le principe d'incertitude, qui pose que Δ p ∙ Δ x est de l'ordre de la constante de Planck réduite ħ. Δ x sera de l'ordre de la distance moyenne entre les électrons, qui sera approximativement n−1/3, i.e., l'inverse de la racine cubique de la densité, n, d'électrons par unité de volume. Puisque il y a N M électrons dans la naine blanche et que son volume est de l'ordre de R3, n sera de l'ordre de N M / R3[52]. Pour calculer l'énergie cinétique par unité de masse, Ek, nous trouvons que :

E_k \approx \frac{N (\Delta p)^2}{m} \approx \frac{N \hbar^2 n^{2/3}}{m} \approx \frac{M^{2/3} N^{5/3} \hbar^2}{m R^2}.

La naine blanche sera à l'équilibre lorsque la totalité de son énergie, Eg + Ek, est minimale. À ce point, les énergies cinétique et gravitationnelle ont des valeurs absolues comparables, aussi nous pouvons déduire une relation approchée entre la masse et le rayon en écrivant :

|E_g|\approx\frac{GM}{R} = E_k\approx\frac{M^{2/3} N^{5/3} \hbar^2}{m R^2}.

La solution pour le rayon, R, donne[52] :

R \approx \frac{N^{5/3} \hbar^2}{m GM^{1/3}}

En abandonnant N qui ne dépend que de la composition de la naine blanche, et les constantes universelles, nous restons alors avec une relation entre la masse et le rayon :

R \sim \frac{1}{M^{1/3}}, \,,

c'est-à-dire que le rayon d'une naine blanche est inversement proportionnel à la racine cubique de sa masse. Puisque cette analyse utilise la formule non relativiste p2/2m pour l'énergie cinétique, elle est non relativiste. Si nous désirons analyser la situation où la vitesse de l'électron dans une naine blanche est proche de la vitesse de la lumière, c, nous devons remplacer p2/2m par l'approximation relativiste extrême p c pour l'énergie cinétique. Avec cette substitution, nous trouvons :

E_{k\ {\rm relativiste}} \approx \frac{M^{1/3} N^{4/3} \hbar c}{R}.

Si nous mettons ceci en équation avec la magnitude Eg, nous trouvons que R s'élimine et que la masse M est forcément[52] :

M_{\rm limite} \approx N^2 \left(\frac{\hbar c}{G}\right)^{3/2}.
Relation rayon-masse pour une naine blanche modèle.

Pour interpréter ce résulat, observons que si nous ajoutons de la masse à une naine blanche, son rayon diminue ; aussi, selon le principe d'incertitude, le moment et donc la vitesse de ses électrons s'accroissent. Lorsque la vitesse approche c, l'analyse relativiste extrême devient plus exacte, ce qui signfie que la mase M de la naine blanche doit approcher Mlimite. En conséquence, aucune naine blanche ne peut être plus lourde que la masse limite Mlimite.

Pour un calcul plus précis de la relation masse-rayon et de la masse-limite d'une naine blanche, on doit calculer l'équation d'état qui décrit la relation entre la densité et la pression de la matière située à l'intérieur d'une naine blanche. Si la densité et la pression sont toutes deux supposées comme égales à des fonctions de la distance au centre de l'étoile, le système d'équation qui consiste en l'équation hydrostatique, couplée avec l'équation d'état peut alors être résolue pour trouver la structure de la naine blanche à l'équilibre. Dans le cas non-relativiste, nous trouverons toujours que le rayon est inversement proportionnel à la racine cubique de la masse[57]. Les corrections relativistes altèreront le résultat des calculs de telle façon que le rayon parviendra à zéro pour une masse de valeur finie. C'est la masse limite au-delà de laquelle la naine blanche ne peut plus supporter la pression de dégénérescence des électrons. On l'appelle la masse de Chandrasekhar. Le graphe ci-contre montre le résultat de tels calculs. Il montre comment le rayon varie avec la masse pour les modèles d'une naine blanche selon le calcul relativiste (courbe verte) ou non relativiste (courbe bleue). Les deux modèles traitent la naine blanche comme un gaz de Fermi froid à l'équilibre hydrostatique. Le poids moléculaire moyen par électron, µe a été fixé égal à 2, les rayons sont mesurés en rayons solaires standard, et les masses en masses solaires standard[57],[62].

Ces calculs supposent tous que la naine blanche n'est pas en rotation. Si elle l'est, l'équation d'équilibre hydrostatique doit être modifiée pour tenir compte de la pseudo-force centrifuge provenant de l'utilisation d'un référentiel en rotation[63]. Pour une naine blanche en rotation uniforme, le masse limite n'augmente que légèrement. Cependant, si l'étoile est affectée d'un mouvement non-uniforme et que l'on néglige la viscosité, alors, comme l'a souligné Fred Hoyle en 1947[64], il n'y a pas de limite à la masse pour laquelle le modèle de naine blanche puisse être en équilibre en régime permanent. Toutes ces étoiles ne seront cependant pas dynamiquement stables[65].

Rayonnement et refroidissement

Le rayonnement visible émis par une naine blanche peut présenter une grande variété de couleurs, depuis le bleu-blanc d'une étoile de la séquence principale de type O jusqu'au rouge d'une naine rouge de type M[66]. La température effectice de surface d'une naine blanche peut varier depuis plus de 150 000 K[24] à moins de 4 000 K[67],[68]. Suivant la loi de Stefan-Boltzmann, la luminosité augmente avec la température de surface ; cette gamme de températures de surface correspond à des luminosités s'étageant depuis 100 fois jusqu'à 1/10 000ème de fois celle du Soleil[68]. Les naines blanches chaudes, avec des températures de 30 000 K ont été observées comme sources de rayons X mous, c'est-à-dire de faible énergie. Ceci permet l'étude de la composition et de la structure de leurs atmosphère par observation dans les domaines des X mous et de l'ultraviolet lontain.[69].

Comparaison entre la naine blanche IK Pegasi B (au centre), son compagnon de classe A, IK Pegasi A (à gauche) et le Soleil (à droite). Cette naine blanche a une tempéraure superficielle de 35.500 K.

Comme l'a expliqué Leon Mestel en 1952, à moins qu'une naine blanche n'accrète de la matière provenant d'une étoile-compagnon proche ou d'une autre source, son rayonnement émane de la chaleur stockée, qui n'est pas renouvelée[70],[71]. Les naines blanches rayonnent par une superficie extrêmement faible. Aussi se refroidissent-elles très lentement, demeurant chaudes très longtemps[6]. Au fur et à mesure qu'une naine blanche se refroidit, sa température de surface diminue, le rayonnement émis rougit, et sa luminosité décroît. Du fait que la naine blanche ne dispose d'aucun réservoir d'énergie, il en résulte un ralentissement du refroidissement avec le temps. Bergeron, Ruiz, and Leggett, par exemple, font les estimations suivantes pour une naine blanche au carbone de 0,59 M\scriptstyle\odot avec une atmosphère d'hydrogène : il lui faut approximativement 1,5 milliard d'années pour refroidir à 7.140 K, les refroidissements ultérieurs de 500 K supplémentaires prendront approximativement 300 millions, puis 0,4 et 1,1 milliards d'années[72]. Bien que la matière d'une naine blanche soit initialement un plasma, un fluide composé de noyaux et d'électrons, il a été prédit théoriquement, en 1960, qu'à un stade tardif du refroidissement, elle pourrait se cristalliser en commençant par le centre de l'étoile[73]. On pense que la structure cristalline serait alors de type cubique centré[5],[74]. En 1995, on souligna que des observations astérosismologiques de naines blanches pulsantes conduisait à une vérification possible de la théorie de la cristallisation[75], et en 2004, Travis Metcalfe et une équipe de chercheurs du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics estimèrent, sur la base de ces observations, que la masse de BPM 37093 s'était cristallisée à peu près à 90%[73],[76],[77],[78]. D'autres travaux estiment la masse cristallisée entre 32 et 82 %[79]. La plupart des naines blanches observées ont une température de surface relativement élevée, entre 8 000 K et 40 000 K[25],[80]. Une naine blanche passe cependant une plus grande partie de sa vie dans sa phase froide que dans sa phase chaude. Aussi, peut-on s'attendre à ce qu'il y ait plus de naines blanches froides que de chaudes. Après un ajustement des paramètres tenant compte de l'effet de sélection (les naines blanches chaudes sont plus lumineuses, donc plus facilement observées que les froides), nous trouvons effectivement qu'en allant vers des températures observées plus basses, on découvre un plus grand nombre de naines blanches[81]. Cet effet cesse lorsqu'on s'intéresse aux naines blanches extrêmement foides : on a observé peu de naines blanches de température inférieure à 4 000 K[82] et une des plus froides observée à ce jour, WD 0346+246, a une température superficielle approximative de 3 900 K[67]. La raison en est que, comme l'âge de l'Univers est fini[83], les naines blanches n'ont pas encore disposé d'assez de temps pour refroidir en dessous de cette température. On peut utiliser la fonction de luminosité des naines blanches pour trouver la date de début de formation des étoiles d'une région. La formation du disque galactique est ainsi estimée à 8 milliards d'années[81]. Une naine blanche finira néanmoins par se refroidir et devenir une naine noire ne rayonnant plus, en équilibre thermique approximatif avec son entourage, et avec le rayonnement du fond diffus cosmologique. Cependant, on ne pense pas qu'il existe encore aucune naine noire[1]. En première approximation, et en particulier en négligeant l'effet d'écran dû à l'atmosphère, si la naine blanche a une température uniforme, d'après la loi de Stefan-Boltzmann, il est facile de calculer que sa température diminue comme l'inverse de la racine cubique du temps. Si les naines blanches de notre galaxie le plus vieilles, de 8 milliards d'années, ont 3 900 K, celles dont l'origine daterait du début du Big Bang (13,5 milliards d'années), ne feraient pas moins que 3 000 K.

Atmosphère et spectre

On pense que la plupart des naines blanches sont composées de carbone et d'hydrogène. Malgré cela, la spectroscopie montre typiquement que la lumière qu'elles émettent provient d'une atmosphère où l'on observe que soit l'hydrogène soit l'hélium domine. L'élément dominant est habituellement au moins mille fois plus abondant que tous les autres éléments. Commme l'a expliqué Évry Schatzman dans les années 40, on pense que la cause de cette pureté provient de l'importante gravité de surface. Elle sépare gravitairement l'atmosphère de telle façon que les éléments lourds se retrouvent vers le bas et les plus léger au-dessus[84],[85]. Ce phénomène se produit d'autant plus aisément qu'en absence de production thermique du cœur, il y peu de turbulence susceptible de remélanger les composantes.

Cette atmosphère, seule partie d'une naine blanche qui nous soit visible, serait la partie supérieure d'une enveloppe résiduelle de celle de l'étoile dans sa phase de la branche asymptotique des géantes (AGB) et peut aussi contenir de la matière accrétée en provenance du milieu interstellaire. L'enveloppe consisterait en une couche riche en hélium, d'une masse ne dépassant pas un centième de la masse totale de l'étoile, laquelle, en cas d'atmosphère dominée par l'hydogène, est enrobée d'une couche riche en hydrogène d'une masse approximative d'un dix-millième de la masse totale de l'étoile[68],[86].

Malgré leur finesse, ces couches externes conditionnent l'évolution thermique de la naine blanche. Les électrons dégénérés formant la masse de l'étoile constituent de bons conducteurs thermiques. la majeure partie de la masse d'une naine blanche est ainsi quasiment isotherme, et elle est en même temps chaude : une naine blanche avec une température de surface entre 8 000 K et 16 000 K aura la température de son cœur située entre 5 000 000 et 20 000 000 K. Le refroidissement très rapide de la naine blanche n'est empêché que par l'opacité des couches externes aux radiations[68]

Tableau I : Types spectraux des naines blanches[24]
Caractéristiques primaire et secondaire
A Raies H ; aucune raie He I ou d'ion métallique
B raies He I ; aucune raie H ou d'ion métallique
C Spectre continu ; pas de raies
O Raies He II accompagnées de raies H ou He I ou d'ion métallique
Z Raies de métaux ; aucune raie H ou He I
Q Présence de raies du carbone
X Spectre confus ou non classé
Caractéristiques secondaires seulement
P Naine blanche magnétique à polarisation détectable
H Naine blanche magnétique sans polarisation détectable
E Présence de lignes d'émission
V Variable

La première tentative de classement des naines blanches apparaît comme le fait de Gerard Kuiper en 1941[66],[87], et depuis, différents schémas de classification ont été proposés et utilisés[88],[89].

Le système actuellement utilisé a été pésenté par Edward M. Sion et ses co-auteurs, en 1983, et a fait depuis l'objet de plusieurs révisions substantielles. Elle classe un spectre à l'aide d'un symbole qui consiste en une lettre initiale, descriptive de la caractéristique primaire du spectre suivie d'une séquence optionelle de lettres descrivant les caractéristiques secondaires du spectre (voir tableau I), et un nombre représentant l'indice de température, calculé en divisant 50 400 K par le température effective. Par exemple :

  • Une naine blanche dont le spectre montrerait uniquement des raies He I et une température de 15 000 K serait classifiée DB3, ou bien, si la précision de la mesure de la température est garantie, DB3,5.
  • Une naine blanche ayant un champ magnétique polarisé, une température effective de 17 000 K, et un spectre dominé par les raies He I qui aurait aussi des caractéristiques de l'hydrogène obtiendrait la classification DBAP3. On peut utiliser les symboles ? et : (point d'interrogation et deux points) en cas d'incertitude sur la classification correcte[24],[66].

L'atmosphère des naines blanches de classe spectrale primaire DA est dominées par l'hydrogène. Elles constituent la majorité (~75 %) des naines blanches observées[68].

Une petite fraction (~ 0,1%) ont une atmosphère dominée par le carbone, la classe DQ chaude (plus de 15 000 K)[90]. Les autres catégories pouvant être classifiées (DB, DC, DO, DZ, et DQ froides) ont une atmosphère dominée par l'hélium, en supposant que ne sont pas présents le carbone et les autres métaux, dont la classe spectrale vue dépend de la température effective. Pour des températures approximatives de 100 000 K à 45 000 K, le spectre est de classe DO, dominé par l'hélium simplement ionisé. De 30 000 K à 12 000 K, le spectre est DB, avec des raies d'hélium neutre, et en dessous d'à peu près 12 000 K, le spectre n'est pas caractérisé et sera classé DC[86],[68].

La raison de l'absence de naines blanches avec une atmosphère où l'hélium domine, dans la gamme de 30 000 K à 45 000 K, appelée le « DB gap » (« trou DB ») n'est pas claire. On soupçonne qu'elle est due à la conjonction de processus évolutifs de l'atmosphère, tels que la séparation gravitationnelle et le brassage convectif[68].

Champ magnétique

Patrick Blackett avait présenté des lois physiques affirmant qu'un corps non chargé en rotation devait générer un champ magnétique proportionnel à son moment angulaire. En conséquence, il avait prédit en 1947 que les naines blanches disposaient à leur surface de champs magnétiques d'une force de ~1 million de gauss (soit ~100 teslas)[91]. Cette loi putative, parfois appelée l'effet Blackett, ne rallia jamais de consensus, et vers les années 50, Blackett eut le sentiment qu'elle avait été réfutée[92]. Dans les années 60, on proposa l'idée que les naines blanches pouvaient avoir des champs magnétiques du fait de la conservation du flux magnétique total de surface durant l'évolution d'une étoile non-dégénérée en naine blanche. Un champ magnétique superficiel de ~100 gauss (0,01 T) dans l'étoile initiale deviendrait un champ magnétique superficiel de ~100×1002=1 million de gauss (100 T), une fois le rayon de l'étoile concentré d'un facteur 100[85],[93]. La première naine blanche magnétique observée fut GJ 742 dont on détecta le champ magnétique en 1979 grâce à son émission de lumière à polarisation circulaire[94]. On pense qu'elle a un champ magnétique en surface de 3×108 gauss (30 kT)[85].

Depuis, on a découvert des champ magnétique sur bien plus de 100 naines blanches, dans une gamme s'étalant de 2×103 gauss à 109 gauss (de 0,2 T à 105 T). Seul un petit nombre de naines blanches a fait l'objet d'une recherche de champ magnétique, et on a estimé qu'au moins 10 % des naines blanches ont un champ magnétique excédant 1 million de gauss (100 T)[95],[96].

Variabilité

Tableau II : Types de naines blanches à pulsation [97],[98]
DAV (GCVS : ZZA) type spectral DA, n'ayant que des raies d'absoption de l'hydrogène dans leur spectre.
DBV (GCVS : ZZB) type spectral DB, n'ayant que des raies d'absorption de l'hélium dans leur spectre
GW Vir (GCVS: ZZO) Atmosphère principalement composée de C, He et O ;
peut être divisée en étoiles DOV et PNNV
Voir aussi : Naine blanche à pulsations, Variables cataclysmiques.

Les premiers calculs suggérèrent l'existence de naines blanches à la luminosité variable, ayant une période de l'ordre de 10 secondes, mais les recherches, dans les années 60 ne permirent pas de les observer[85],[99].

En 1965 et 1966, Arlo Landolt découvrit HL Tau 76, la première naine blanche variable, avec une période d'approximativement 12,5 minutes[100]. La raison de cette période plus longue que prévu est que la variabilité de HL Tau 76, comme celle des autres naines blanches variables à pulsations connues, provient de modes de pulsation non-radiaux[85]. Les types connus de naines blanches à pulsations comprennent les étoiles DAV, ou ZZ Ceti, dont HL Tau 76, avec des atmosphères où domine l'hydrogène et un type spectral DA[85], les étoiles DBV, ou V777 Her, aux atmosphères dominée par l'hélium et un type spectral DB[68], et les étoiles GW Vir (parfois subdivisées en étoiles DOV et PNNV), aux atmosphères dominées par l'hélium, le carbone, et l'oxygène[98],[101].

Les étoiles GW Vir ne sont pas, stricto sensu, des naines blanches, mais des étoiles dont la position sur le diagramme de Hertzsprung-Russell est située entre la branche asymptotique des géantes et la région des naines blanches. On peut les appeler des pré-naines blanches[98],[102]. Ces variables présentent toutes de petites variations d'émission lumineuse, provenant d'une superposition de modes vibratoires avec des périodes variant de la centaine au millier de secondes. L'observation de ces variations donnent des informations astérosismologiques sur l'intérieur des naines blanches[103].

Destin

Une fois formée, une naine blanche est stable, et elle va continuer à se refroidir presque indéfiniment ; finalement, elle deviendra une naine blanche noire, appelée aussi une « naine noire ». En supposant que l'Univers maintienne son expansion, on pense que dans 1019 à 1020 années, les galaxies s'évaporeront, leurs étoiles s'échappant dans l'espace intergalactique[104]. Les naines blanches devraient en général y survivre, bien qu'une collision occasionnelle entre des naines blanches puisse produire une nouvelle étoile en fusion ou une naine blanche de masse super-Chandrasekhar qui exploserait en une supernova de type I[104]. On suppose que la durée de vie subséquente de la naine blanche est de l'ordre de celle du proton, connue pour être au minimum de 1032 années. Quelques théories de la grande unification simples prédisent une période radioactive du proton inférieure à 1049 années. Si ces théories ne sont pas valables, le proton peut se désintégrer selon des processus nucléaires plus compliqués, ou par des processus de gravitation quantique faisant intervenir un trou noir virtuel ; dans ces cas, la durée de vie peut alller jusqu'à 10200 années. Si les protons se désintègrent effectivement, la masse d'une naine blanche diminuera très progressivement avec le temps, au fur et à mesure de la désintégration de de ses noyaux, jusqu'à perdre suffisamment de masse pour devenir une boule de matière non-dégénérée, puis disparaître complètement[104].

Système stellaire

Les systèmes stellaire et planétaire d'une naine blanche sont des héritages de son étoile génitrice et ils peuvent interagir avec la naine blanche de façons variées. Les observations en spectroscopie infrarouge du télescope spatial Spitzer de la NASA portant sur l'étoile centrale de la nébuleuse de l'Hélice suggèrent la présence d'un nuage de poussière peut-être causé par des collisions cométaires. Il est possible que des chutes de matière résultantes soient la cause des émissions de l'étoile centrale.[105],[106]. Des observations similaires, réalisées en 2004, ont indiqué la présence autour de la jeune naine blanche G29-38 (dont on estime la formation à 500 millions d'années, à partir de son géniteur provenant de la branche asymptotique des géantes) d'un nuage de poussières qui peut avoir été créé par le démantèlement de comètes passées à proximité, du fait des forces de marée engendrées par la naine blanche[107]. Si une naine blanche fait partie d'un système stellaire (donc qu'elle est dotée de compagnons stellaires, une grande variété de phénomènes peuvent se produire, y compris la transformation en nova ou en supernova de type I. Elle peut aussi devenir une source de rayons X de très basse énergie, si elle est capable de prendre de la matière à ses compagnons suffisamment rapidement pour maintenir les réactions de fusion nucléaire à sa surface.

Supernova de type Ia

Image compositea de rémanent d'une supernova de type Ia : SN 1572 ou « Nova de Tycho »
Article détaillé : Supernova.

La masse d'une naine blanche isolée, qui ne serait pas en rotation, ne peut excéder la limite de Chandrasekhar d'à peu près 1,4 M\scriptstyle\odot (Note : cette limite peut croître dans le cas d'une rotation rapide non uniforme de la naine blanche)[108]. Cependant, les naines blanches dans les systèmes binaires peuvent accréter de la matière de leur compagnons, ce qui augmente leur masse et leur densité (voir supra). Lorsque leur masse approche la limite de Chandrasekhar, cela peut théoriquement mener à l'allumage explosif des réactions de fusion nucléaire dans la naine blanche, ou à son effondrement en étoile à neutrons[58]. L'accrétion fournit le mécanisme actuellement favori, le « modèle à dégénérescence simple » pour les supernovæ de type Ia. Dans ce modèle, une naine blanche à carbone-oxygène accrète de la matière de son compagnon[59] stellaire, en augmentant sa masse et en comprimant son cœur. On pense que le chauffage dû à la compression du cœur mène à l'allumage de la fusion du carbone lorsque la masse se rapproche de la limite de Chandrasekhar[59].

Comme c'est la pression de dégénérescence quantique de la naine blanche, et non la pression thermique, qui supporte la naine blanche contre les effets de la gravité, l'ajout de chaleur à l'intérieur de l'étoile augmente sa température mais pas sa pression, aussi, en réaction, la naine blanche ne se dilate pas, ce qui ralentirait l'échauffement. Au lieu de cela, l'accroissement de température augmente la vitesse de la réaction de fusion, en un processus qui s'emballe thermiquement. La détonation thermonucléaire consomme une grande partie de la naine blanche en quelques secondes, cause d'une explosion de supernova de type I qui anéantit l'étoile[1],[59],[109].

Un autre mécanisme est possible pour les supernovæ de type I : le « modèle à double dégénérescence ». Deux naines blanches à carbone-oxygène d'un système binaire fusionnent, créant un objet d'une masse supérieure à la limite de Chandrasekhar dans lequel, alors, s'allume la fusion du carbone[59].

Les supernovæ de type 1a (SN1a) sont des exemples particulièrement intéressants et significatifs de l'utilisation des naines blanches pour la détermination des distances en astronomie. Lorsque la naine blanche explose en une SN1a, elle devient visible à des distances considérables. Comme les paramètres physiques de l'explosion sont toujours voisins, la courbe de luminosité des supernovæ est approximativement la même, et bien étalonnée : leur survenance permet d'évaluer avec précision leur distance et, par conséquence, celle de leur galaxie-hôte (ce sont des chandelles standards).

Variables cataclysmiques

Article principal : Variable cataclysmique.

Dans un système binaire serré, avant que l'accrétion de matière ne pousse une naine blanche aux abords immédiats de la limite de Chandrasekhar, de la matière accrétée riche en hydrogène à la surface peut s'enflammer dans un type moins destructeur d'explosion thermonucléaire animée par la fusion de l'hydrogène. Comme le cœur de la naine blanche demeure intact, ces explosions superficielles peuvent se répéter aussi longtemps que dure l'accrétion. Cette sorte plus faible de phénomène cataclysmique répétitif est appelée une nova (classique). Les astronomes ont aussi observé des novæ naines, avec des pics de luminosité plus petits et plus fréquents que les novæ classiques. On pense qu'ils sont causés par la libération d'énergie potentielle gravitationnelle lorsqu'une partie du disque d'accrétion s'effondre sur l'étoile, plutôt que par la fusion. En général, on appelle « variables cataclysmiques » les systèmes binaires où une naine blanche accrète de la matière provenant de son compagnon stellaire. Novæ classiques et novæ naines sont rangées en de nombreuses classes[1],[59],[110],[111]. On a pu observer que les variables cataclysmiques de fusion aussi bien que de gravitation sont des sources de rayon X[111].

Voir aussi

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Bibliographie

Cet article étant pour l'essentiel traduit de la WP:EN, la bibliographie présentée ci-dessous fait principlament état de littérature anglophone.

Généralités

  • Les étoiles naines (en)[86]

Physique

  • Trous noirs, naines blanches et étoiles à neutrons : la physique des objets compacts (en)[112]
  • Physique des naines blanches (en)[113].
  • Naines blanches et limite de Chandrasekhar (en) [114].
  • Estimation des paramètres stellaires à partir de l'équipartition de l'énergie (en)[52].

Variabilité

  • Astérosismologie des naines blanches (en)[103].

Champs magnétiques

  • Magnétisme dans les naines blanches isolées et doubles (en)[115]

Fréquence

  • Naines blanches et matière noire (en)[116].

Observations

  • Tests de la relation masse-rayon des naines blanches avec HIPPARCOS (en)[117]
  • Découverte de nouvelles naines blanches ultra-froides dans le Sloan Digital Sky Survey (en)[118].
  • Catalogue de naines blanches identifiées spectralement (Université de Villanova ─ Pennsylvanie) (en)[24].
  • Naines blanches munies d'une atmosphère de carbone (en)[90].

Notes et Références

a. Une image composite est la superposition, en diverses couleurs, d'images prises dans diverses gammes du spectre, souvent non-visibles, comme les rayons X, les ultraviolets, les infrarouges ou les ondes radio. Chacune est reproduite avec une couleur arbitraire, qui n'a a priori rien à voir avec les couleurs naturelles.

  1. ↑ a , b , c , d , e , f , g  et h  (en) Jennifer Johnson, Extreme Stars: White Dwarfs and Neutron Stars : Lecture notes, Astronomy 162, Ohio State University, Columbus, Ohio, (E.-U.) 
  2. ↑ (en) J. Henry Todd, « The One Hundred Nearest Star Systems », avril 2007, RECONS. Consulté le 2 octobre 2009.
  3. ↑ a , b , c  et d  (en) Évry Schatzman, White Dwarfs, North-Holland, Amsterdam, 1958 
  4. ↑ a , b  et c  (en) « How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs », dans Bulletin of the American Astronomical Society, American Astronomical Society Meeting 207, vol. 37, décembre 2005, p. 1503 [résumé (page consultée le 2 octobre 2009)] 
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  21. ↑ (en) Willem J. Luyten, « Additional Note on Some Faint Early Type Stars with Large Proper Motions », dans Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 34, no 197, février 1922, p. 132 [texte intégral (page consultée le 2 octobre 2009)] 
  22. ↑ (en) Willem J. Luyten, « Third Note on Faint Early-Type Stars with Large Proper-Motions », dans Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 34, no 132, novembre 1922, p. 356–357 [texte intégral] 
  23. ↑ (en) Willem J. Luyten, « The search for white dwarfs », dans Astronomical Journal, vol. 55, no 1183, avril 1950, p. 86–89 [texte intégral (page consultée le 3 octobre 2009)] 
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  117. ↑ (en) J. L. Provencal et H. L. Shipman, Erik Høg, P. Thejll, « Testing the White Dwarf Mass-Radius Relation with HIPPARCOS », dans The Astrophysical Journal, vol. 494, février 1998, p. 759-767 [texte intégral lien DOI (pages consultées le 6 octobre 2009)] 
  118. ↑ (en) Evalyn Gates et Geza Gyuk, Hugh C. Harris, Mark Subbarao, Scott Anderson, S. J. Kleinman, James Liebert, Howard Brewington, J. Brinkmann, Michael Harvanek, Jurek Krzesinski, Don Q. Lamb, Dan Long, Eric H. Neilsen, Jr., Peter R. Newman, Atsuko Nitta et Stephanie A. Snedden, « Discovery of New Ultracool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey », dans The Astrophysical Journal, vol. 612, no 2, septembre 2004, p. L129-L132 [texte intégral lien DOI (pages consultées le 6 octobre 2009)] 


Les étoiles
Étoiles Étoile binaire et multiple - Étoile variable - Naine rouge - Naine jaune - Naine blanche - Naine noire - Géante rouge - Géante bleue - Supergéante - Hypergéante - Étoile Wolf-Rayet - Étoile à neutrons - Étoile étrange - Trou noir
Physique stellaire Naissance des étoiles - Évolution des étoiles - Type spectral - Classe de luminosité - Nébuleuse planétaire - Supernova · Nova - Masse de Chandrasekhar - Limite d'Oppenheimer-Volkoff - Limite d'Eddington - Diagramme de Hertzsprung-Russell - Métallicité - Astérosismologie
Soleil Rayonnement solaire - Chromosphère - Couronne solaire - Éruption solaire - Photosphère - Sursaut solaire - Cycle solaire - Éclipse - Héliopause - Autorégulation du Soleil
Catalogue d'étoiles Désignations stellaires - Désignation des étoiles variables - Désignation de Bayer - Désignation de Flamsteed - Liste des étoiles les plus brillantes - Liste d'étoiles proches
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