"Qu'est-ce qu'une ""naine blanche"" ? »
Étoile
Les premiers calculs suggéraient qu'il pourrait y avoir des naines blanches dont la luminosité variait sur une période d'environ 10 secondes, mais les recherches menées dans les années 1960 n'ont pas réussi à l'observer., § 7.1.1 ; La première naine blanche variable trouvée était HL Tau 76 ; en 1965 et 1966, et on a observé qu'elle variait sur une période d'environ 12,5 minutes. La raison pour laquelle cette période est plus longue que prévu est que la variabilité de HL Tau 76, comme celle des autres naines blanches variables pulsées connues, provient de pulsations d'ondes de gravité non radiales., § 7. Les types connus de naines blanches pulsantes incluent le DAV, ou ZZ Ceti, étoiles, dont HL Tau 76, avec des atmosphères dominées par l'hydrogène et le type spectral DA ;, pp. 891, 895 DBV, ou V777 Her, étoiles, avec des atmosphères dominées par l'hélium et le type spectral DB ;, p. Étoiles 3525 et GW Vir (parfois subdivisées en étoiles DOV et PNNV), avec des atmosphères dominées par l'hélium, le carbone et l'oxygène. Les étoiles GW Vir ne sont pas, à proprement parler, des naines blanches, mais sont des étoiles situées sur le diagramme de Hertzsprung-Russell entre la branche géante asymptotique et la région des naines blanches. On peut les appeler des naines pré-blanches. Ces variables présentent toutes de petites variations (1 à 30 %) du rendement lumineux, résultant d'une superposition de modes de vibration avec des périodes de centaines à milliers de secondes. L'observation de ces variations fournit des preuves astérosismologiques sur l'intérieur des naines blanches.
Une naine blanche, également appelée naine dégénérée, est un reste stellaire composé principalement de matière dégénérée en électrons. Une naine blanche est très dense : sa masse est comparable à celle du Soleil, tandis que son volume est comparable à celui de la Terre. La faible luminosité d'une naine blanche provient de l'émission d'énergie thermique stockée ; aucune fusion n'a lieu dans une naine blanche dans laquelle la masse est convertie en énergie. La naine blanche connue la plus proche est Sirius B, à 8,6 années-lumière, la plus petite composante de l'étoile binaire Sirius. On estime actuellement qu’il existe huit naines blanches parmi les cent systèmes stellaires les plus proches du Soleil. La faiblesse inhabituelle des naines blanches a été reconnue pour la première fois en 1910. Le nom de naine blanche a été inventé par Willem Luyten en 1922. L'univers n'existe pas depuis assez longtemps pour qu'une naine blanche libère toute son énergie, car cela prendra près d'un billion d'années. .
On pense que les naines blanches constituent l'état évolutif final des étoiles dont la masse n'est pas suffisamment élevée pour devenir une étoile à neutrons, y compris le Soleil terrestre et plus de 97 % des autres étoiles de la Voie lactée., §1. Après la fin de la période de fusion de l'hydrogène d'une étoile de la séquence principale de masse faible ou moyenne, une telle étoile se développera en une géante rouge au cours de laquelle elle fusionnera l'hélium avec le carbone et l'oxygène de son noyau par le processus triple alpha. Si une géante rouge n’a pas une masse suffisante pour générer les températures centrales nécessaires à la fusion du carbone, environ 1 milliard de K, une masse inerte de carbone et d’oxygène s’accumulera en son centre. Une fois qu’une étoile a perdu ses couches externes et formé une nébuleuse planétaire, elle laisse derrière elle ce noyau, qui est le reste de la naine blanche. C’est pourquoi les naines blanches sont généralement composées de carbone et d’oxygène. Si la masse du géniteur est comprise entre 8 et 10,5 masses solaires (), la température centrale est suffisante pour fusionner le carbone mais pas le néon, auquel cas une naine blanche oxygène-néon-magnésium peut se former. Les étoiles de très faible masse ne seront pas capables de fusionner l'hélium, par conséquent, une naine blanche à l'hélium peut se former par perte de masse dans les systèmes binaires.
Le matériau d’une naine blanche ne subit plus de réactions de fusion, l’étoile n’a donc aucune source d’énergie. En conséquence, il ne peut pas se soutenir par la chaleur générée par la fusion contre l’effondrement gravitationnel, mais est soutenu uniquement par la pression de dégénérescence des électrons, ce qui le rend extrêmement dense. La physique de la dégénérescence donne une masse maximale pour une naine blanche non rotative, la limite de Chandrasekhar – environ 1,46 – au-delà de laquelle elle ne peut pas être supportée par la pression de dégénérescence électronique. Une naine blanche carbone-oxygène qui s'approche de cette limite de masse, généralement par transfert de masse depuis une étoile compagnon, peut exploser en tant que supernova de type Ia via un processus connu sous le nom de détonation du carbone. (On pense que le SN 1006 est un exemple célèbre.)
Une naine blanche est très chaude lorsqu’elle se forme, mais comme elle n’a aucune source d’énergie, elle rayonnera progressivement son énergie et se refroidira. Cela signifie que son rayonnement, qui a initialement une température de couleur élevée, va diminuer et rougir avec le temps. Pendant très longtemps, une naine blanche va se refroidir et sa matière va commencer à cristalliser (en commençant par le noyau). La basse température de l’étoile signifie qu’elle n’émettra plus de chaleur ou de lumière significative et qu’elle deviendra une naine noire froide. Le temps nécessaire à une naine blanche pour atteindre cet état est estimé être plus long que l’âge actuel de l’univers (environ 13,8 milliards d’années), et on pense qu’il n’existe encore aucune naine noire. Les naines blanches les plus anciennes rayonnent encore à des températures de quelques milliers de kelvins.
Découverte
La première naine blanche découverte se trouvait dans le système triple d'étoiles de 40 Eridani, qui contient l'étoile de séquence principale relativement brillante 40 Eridani A, orbitée à distance par le système binaire plus proche de la naine blanche 40 Eridani B et de la séquence principale naine rouge 40. Eridani C. La paire 40 Eridani B/C a été découverte par William Herschel le 31 janvier 1783 ; , p. 73, elle fut de nouveau observée par Friedrich Georg Wilhelm Struve en 1825 et par Otto Wilhelm von Struve en 1851. En 1910, Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering et Williamina Fleming découvrirent que, bien qu'elle soit une étoile faible, 40 Eridani B était de type spectral. A, ou blanc. En 1939, Russell revient sur cette découverte : , p. 1
Je rendais visite à mon ami et généreux bienfaiteur, le professeur Edward C. Pickering. Avec une gentillesse caractéristique, il s'était porté volontaire pour faire observer les spectres de toutes les étoiles – y compris les étoiles de comparaison – qui avaient été observés dans les observations de parallaxe stellaire que Hinks et moi avions faites à Cambridge, et dont j'avais discuté. Ce travail apparemment de routine s'est avéré très fructueux : il a conduit à la découverte que toutes les étoiles de très faible magnitude absolue appartenaient à la classe spectrale M. Lors d'une conversation sur ce sujet (si je me souviens bien), j'ai interrogé Pickering sur certaines autres étoiles faibles. , pas sur ma liste, mentionnant en particulier 40 Eridani B. De manière caractéristique, il a envoyé une note au bureau de l'Observatoire et peu de temps après, la réponse est venue (je pense de Mme Fleming) que le spectre de cette étoile était A. J'en savais assez sur elle , même à l'époque paléozoïque, de se rendre compte immédiatement qu'il existait une incohérence extrême entre ce que nous aurions alors appelé les valeurs « possibles » de la luminosité et de la densité de la surface. J'ai dû montrer que j'étais non seulement perplexe mais découragé, devant cette exception à ce qui semblait être une très jolie règle des caractéristiques stellaires ; mais Pickering m'a souri et m'a dit : « Ce sont justement ces exceptions qui conduisent à un progrès dans nos connaissances », et ainsi les naines blanches sont entrées dans le domaine de l'étude !
Le type spectral de 40 Eridani B a été officiellement décrit en 1914 par Walter Adams.
Le compagnon nain blanc de Sirius, Sirius B, fut ensuite découvert. Au cours du XIXe siècle, les mesures de la position de certaines étoiles sont devenues suffisamment précises pour mesurer de petits changements dans leur emplacement. Friedrich Bessel a utilisé des mesures de position pour déterminer que les étoiles Sirius (α Canis Majoris) et Procyon (α Canis Minoris) changeaient périodiquement de position. En 1844, il prédit que les deux étoiles avaient des compagnons invisibles :
Si nous devions considérer Sirius et Procyon comme des étoiles doubles, le changement de leurs mouvements ne nous surprendrait pas ; nous devrions les reconnaître comme nécessaires, et n'avoir qu'à rechercher leur quantité par l'observation. Mais la lumière n’est pas une véritable propriété de la masse. L’existence d’innombrables étoiles visibles ne peut rien prouver contre l’existence d’innombrables étoiles invisibles.
Bessel a estimé approximativement la période du compagnon de Sirius à environ un demi-siècle ; C. A. F. Peters a calculé une orbite pour elle en 1851. Ce n'est que le 31 janvier 1862 qu'Alvan Graham Clark a observé une étoile inédite proche de Sirius, identifiée plus tard comme le compagnon prédit. Walter Adams annonça en 1915 qu'il avait trouvé le spectre de Sirius B similaire à celui de Sirius.
En 1917, Adriaan van Maanen découvre l'étoile de Van Maanen, une naine blanche isolée. Ces trois naines blanches, les premières découvertes, sont les naines blanches dites classiques., p. Finalement, de nombreuses étoiles blanches faibles ont été découvertes, présentant un mouvement propre élevé, ce qui indique qu'elles pourraient être suspectées d'être des étoiles de faible luminosité proches de la Terre, et donc des naines blanches. Willem Luyten semble avoir été le premier à utiliser le terme naine blanche lorsqu'il examina cette classe d'étoiles en 1922 ; le terme a ensuite été popularisé par Arthur Stanley Eddington. Malgré ces soupçons, la première naine blanche non classique n’a été définitivement identifiée que dans les années 1930. 18 naines blanches avaient été découvertes en 1939., p. Luyten et d’autres ont continué leurs recherches sur les naines blanches dans les années 1940. En 1950, on en connaissait plus d’une centaine, et en 1999, plus de 2 000. Depuis lors, le Sloan Digital Sky Survey a découvert plus de 9 000 naines blanches, pour la plupart nouvelles.
Composition et structure
Bien que les naines blanches soient connues avec des masses estimées aussi basses que 0,17 et aussi élevées que 1,33, la distribution des masses culmine fortement à 0,6, et la majorité se situe entre 0,5 et 0,7. Les rayons estimés des naines blanches observées correspondent généralement à 0,8 à 2 % du rayon du Soleil ; ceci est comparable au rayon de la Terre d'environ 0,9 % du rayon solaire. Une naine blanche regroupe donc une masse comparable à celle du Soleil dans un volume généralement un million de fois plus petit que celui du Soleil ; la densité moyenne de matière dans une naine blanche doit donc être, très grossièrement, 1 000 000 de fois supérieure à la densité moyenne du Soleil, soit environ 106 g/cm3, soit 1 tonne par centimètre cube. Une naine blanche typique a une densité comprise entre 10,7 et 1011 kg par mètre cube. Les naines blanches sont composées de l’une des formes de matière les plus denses connues, surpassée seulement par d’autres étoiles compactes telles que les étoiles à neutrons, les trous noirs et, hypothétiquement, les étoiles à quarks.
Les naines blanches se sont révélées extrêmement denses peu de temps après leur découverte. Si une étoile est dans un système binaire, comme c'est le cas de Sirius B ou de 40 Eridani B, il est possible d'estimer sa masse à partir d'observations de l'orbite binaire. Cela a été fait pour Sirius B en 1910, donnant une estimation de masse de 0,94. (Une estimation plus moderne est de 1,00.) Étant donné que les corps les plus chauds rayonnent plus d'énergie que les corps plus froids, la luminosité de la surface d'une étoile peut être estimée à partir de sa température de surface effective et de son spectre. Si la distance de l'étoile est connue, sa luminosité absolue (globale) peut également être estimée. A partir de la luminosité absolue et de la distance, la surface de l'étoile et son rayon peuvent être calculés. Un raisonnement de ce type a conduit à la réalisation, déroutante pour les astronomes de l'époque, que Sirius B et 40 Eridani B devaient être très denses. Lorsqu'Ernst Öpik estima la densité d'un certain nombre d'étoiles binaires visuelles en 1916, il découvrit que 40 Eridani B avaient une densité de plus de 25 000 fois celle du Soleil, ce qui était si élevé qu'il la qualifia d'« impossible ». Comme le dit Arthur Stanley Eddington plus tard en 1927 : , p. 50
Nous découvrons les étoiles en recevant et en interprétant les messages que leur lumière nous apporte. Le message du Compagnon de Sirius lors de son décodage disait : "Je suis composé d'une matière 3 000 fois plus dense que tout ce que vous avez jamais rencontré ; une tonne de ma matière serait une petite pépite que vous pourriez mettre dans une boîte d'allumettes." Quelle réponse peut-on apporter à un tel message ? La réponse que la plupart d'entre nous ont faite en 1914 a été : « Tais-toi. Ne dis pas de bêtises. »
Comme Eddington l'a souligné en 1924, des densités de cet ordre impliquaient que, selon la théorie de la relativité générale, la lumière de Sirius B devait être décalée gravitationnellement vers le rouge. Cela a été confirmé lorsqu'Adams a mesuré ce redshift en 1925.
De telles densités sont possibles parce que le matériau nain blanc n’est pas composé d’atomes reliés par des liaisons chimiques, mais plutôt d’un plasma de noyaux et d’électrons non liés. Il n’y a donc aucun obstacle à placer les noyaux plus près que ne le permettent normalement les orbitales électroniques limitées par la matière normale. Eddington se demandait ce qui se passerait lorsque ce plasma se refroidirait et que l’énergie nécessaire à maintenir les atomes ionisés ne serait plus suffisante. Ce paradoxe a été résolu par R. H. Fowler en 1926 grâce à une application de la mécanique quantique nouvellement conçue. Puisque les électrons obéissent au principe d'exclusion de Pauli, deux électrons ne peuvent pas occuper le même état et ils doivent obéir à la statistique de Fermi-Dirac, également introduite en 1926 pour déterminer la distribution statistique des particules qui satisfont au principe d'exclusion de Pauli. À température nulle, par conséquent, les électrons ne peuvent pas tous occuper l’état de plus basse énergie, ou état fondamental ; certains d’entre eux devraient occuper des états d’énergie plus élevée, formant une bande d’états d’énergie les plus faibles disponibles, la mer de Fermi. Cet état des électrons, appelé dégénéré, signifiait qu’une naine blanche pouvait refroidir jusqu’à une température nulle tout en possédant une énergie élevée.
La compression d'une naine blanche augmentera le nombre d'électrons dans un volume donné. En appliquant le principe d'exclusion de Pauli, cela augmentera l'énergie cinétique des électrons, augmentant ainsi la pression. Cette pression de dégénérescence électronique soutient une naine blanche contre l’effondrement gravitationnel. La pression dépend uniquement de la densité et non de la température. La matière dégénérée est relativement compressible ; cela signifie que la densité d’une naine blanche de masse élevée est bien supérieure à celle d’une naine blanche de faible masse et que le rayon d’une naine blanche diminue à mesure que sa masse augmente.
L’existence d’une masse limite qu’aucune naine blanche ne peut dépasser (au-delà de laquelle elle devient une étoile à neutrons) est une autre conséquence du fait d’être soutenue par la pression de dégénérescence électronique. Ces messes ont été publiées pour la première fois en 1929 par Wilhelm Anderson et en 1930 par Edmund C. Stoner. La valeur moderne de la limite a été publiée pour la première fois en 1931 par Subrahmanyan Chandrasekhar dans son article « La masse maximale des naines blanches idéales ». Pour une naine blanche non rotative, il est égal à environ , où est le poids moléculaire moyen par électron de l'étoile. , éq. (63) Comme le carbone 12 et l'oxygène 16 qui composent principalement une naine blanche carbone-oxygène ont tous deux un numéro atomique égal à la moitié de leur poids atomique, il faut prendre égal à 2 pour une telle étoile, ce qui conduit à la valeur communément citée de 1.4 . (Vers le début du XXe siècle, il y avait des raisons de croire que les étoiles étaient composées principalement d'éléments lourds, p. 955. Ainsi, dans son article de 1931, Chandrasekhar a fixé le poids moléculaire moyen par électron, égal à 2,5, ce qui donne un limite de 0,91.) Avec William Alfred Fowler, Chandrasekhar a reçu le prix Nobel pour ce travail et d'autres en 1983. La masse limite est maintenant appelée la limite de Chandrasekhar.
Si une naine blanche dépassait la limite de Chandrasekhar et que des réactions nucléaires n’avaient pas lieu, la pression exercée par les électrons ne serait plus en mesure d’équilibrer la force de gravité et elle s’effondrerait en un objet plus dense appelé étoile à neutrons. Les naines blanches carbone-oxygène qui accumulent la masse d'une étoile voisine subissent une réaction de fusion nucléaire incontrôlable, qui conduit à une explosion de supernova de type Ia dans laquelle la naine blanche peut être détruite, avant qu'elle n'atteigne la masse limite.
De nouvelles recherches indiquent que de nombreuses naines blanches – du moins dans certains types de galaxies – pourraient ne pas s'approcher de cette limite par voie d'accrétion. Il a été postulé qu'au moins certaines des naines blanches qui deviennent des supernovae atteignent la masse nécessaire en entrant en collision les unes avec les autres. Il se peut que dans les galaxies elliptiques, de telles collisions soient la principale source de supernovae. Cette hypothèse est basée sur le fait que les rayons X produits par ces galaxies sont 30 à 50 fois inférieurs à ceux attendus par les supernovas de type Ia de cette galaxie, à mesure que la matière s'accumule sur la naine blanche à partir de son compagnon qui l'entoure. Il a été conclu que pas plus de 5 % des supernovae de ces galaxies pourraient être créées par le processus d’accrétion sur des naines blanches. L’importance de cette découverte est qu’il pourrait y avoir deux types de supernovae, ce qui pourrait signifier que la limite de Chandrasekhar pourrait ne pas toujours s’appliquer pour déterminer quand une naine blanche devient une supernova, étant donné que deux naines blanches en collision pourraient avoir une gamme de masses. Cela perturberait les efforts visant à utiliser des naines blanches explosives comme bougies standard pour déterminer les distances.
Les naines blanches ont une faible luminosité et occupent donc une bande au bas du diagramme de Hertzsprung-Russell, un graphique de la luminosité stellaire en fonction de la couleur (ou de la température). Il ne faut pas les confondre avec les objets de faible luminosité situés à l’extrémité de faible masse de la séquence principale, comme les naines rouges fusionnant l’hydrogène, dont le noyau est soutenu en partie par la pression thermique, ou les naines brunes à température encore plus basse.
Relation masse-rayon et limite de masse
La relation entre la masse et les rayons des naines blanches peut être dérivée en utilisant un argument de minimisation de l'énergie. L'énergie de la naine blanche peut être approchée en la considérant comme la somme de son énergie potentielle gravitationnelle et de son énergie cinétique. L'énergie potentielle gravitationnelle d'un morceau de masse unitaire de naine blanche, , sera de l'ordre de , où est la constante gravitationnelle, M est la masse de la naine blanche et est son rayon.
:E_g \approx \frac{-G M}{R} .
L'énergie cinétique de l'unité de masse, , proviendra principalement du mouvement des électrons, elle sera donc d'environ , où est l'impulsion moyenne des électrons, la masse des électrons et le nombre d'électrons par unité de masse. Puisque les électrons sont dégénérés, nous pouvons estimer qu'ils sont de l'ordre de l'incertitude sur la quantité de mouvement, , donnée par le principe d'incertitude, qui dit qu'elle est de l'ordre de la constante de Planck réduite, ħ. sera de l'ordre de la distance moyenne entre les électrons, qui sera d'environ , c'est-à-dire l'inverse de la racine cubique de la densité numérique, , des électrons par unité de volume. Puisqu'il y a des électrons dans la naine blanche, la masse de l'étoile et son volume sont de l'ordre de , seront de l'ordre de .
En résolvant l'énergie cinétique par unité de masse, Ek, nous trouvons que
:E_k \approx \frac{N (\Delta p)^2}{2m} \approx \frac{N \hbar^2 n^{2/3}}{2m} \approx \frac{M^{2/ 3} N^{5/3} \hbar^2}{2m R^2}.
La naine blanche sera à l’équilibre lorsque son énergie totale, , sera minimisée. À ce stade, les énergies potentielles cinétique et gravitationnelle devraient être comparables, nous pouvons donc dériver une relation masse-rayon approximative en assimilant leurs magnitudes :
:|E_g|\approx\frac{GM}{R} = E_k\approx\frac{M^{2/3} N^{5/3} \hbar^2}{2m R^2}.
Résoudre ceci pour le rayon, , donne
: R \approx \frac{N^{5/3} \hbar^2}{2m GM^{1/3}}.
La chute, qui dépend uniquement de la composition de la naine blanche, et des constantes universelles nous laisse une relation entre masse et rayon :
:R \simM^{-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 pour l’énergie cinétique, elle est non relativiste. Si nous souhaitons analyser la situation où la vitesse des électrons dans une naine blanche est proche de la vitesse de la lumière, , nous devrions la remplacer par l'approximation relativiste extrême de l'énergie cinétique. Avec cette substitution, on trouve
:E_{k\ {\rm relativiste}} \approx \frac{M^{1/3} N^{4/3} \hbar c}{R}.
Si nous assimilons cela à la grandeur de , nous constatons que cela disparaît et que la masse, , est forcée d'être
:M_{\rm limit} \approx N^2 \left(\frac{\hbar c}{G}\right)^{3/2}.
Pour interpréter ce résultat, observez qu'à mesure que nous ajoutons de la masse à une naine blanche, son rayon diminuera, donc, par le principe d'incertitude, l'impulsion, et donc la vitesse, de ses électrons augmentera. À mesure que cette vitesse se rapproche de , l'analyse relativiste extrême devient plus exacte, ce qui signifie que la masse de la naine blanche doit s'approcher d'une masse limite de . Par conséquent, aucune naine blanche ne peut être plus lourde que la masse limite, soit 1,4.
Pour un calcul plus précis de la relation masse-rayon et de la masse limite d'une naine blanche, il faut calculer l'équation d'état qui décrit la relation entre la densité et la pression dans le matériau de la naine blanche. Si la densité et la pression sont toutes deux égales aux fonctions du rayon à partir du centre de l'étoile, le système d'équations constitué de l'équation hydrostatique et de l'équation d'état peut alors être résolu pour trouver la structure de la naine blanche à l'équilibre. . Dans le cas non relativiste, on constatera toujours que le rayon est inversement proportionnel à la racine cubique de la masse., éq. (80) Les corrections relativistes modifieront le résultat de sorte que le rayon devienne nul à une valeur finie de la masse. Il s’agit de la valeur limite de la masse – appelée limite de Chandrasekhar – à laquelle la naine blanche ne peut plus être supportée par la pression de dégénérescence électronique. Le graphique de droite montre le résultat d'un tel calcul. Il montre comment le rayon varie en fonction de la masse pour les modèles non relativistes (courbe bleue) et relativistes (courbe verte) d'une naine blanche. Les deux modèles traitent la naine blanche comme un gaz de Fermi froid en équilibre hydrostatique. Le poids moléculaire moyen par électron, , a été fixé à 2. Le rayon est mesuré en rayons solaires standards et la masse en masses solaires standards.
Ces calculs supposent tous que la naine blanche ne tourne pas. Si la naine blanche tourne, l'équation de l'équilibre hydrostatique doit être modifiée pour prendre en compte la pseudo-force centrifuge résultant du travail dans un référentiel tournant. Pour une naine blanche en rotation uniforme, la masse limite n’augmente que légèrement. Si l'étoile peut tourner de manière non uniforme et que la viscosité est négligée, alors, comme l'a souligné Fred Hoyle en 1947, il n'y a pas de limite à la masse pour laquelle il est possible pour une naine blanche modèle d'être en équilibre statique. Toutes ces étoiles modèles ne seront pas dynamiquement stables.
Rayonnement et refroidissement
La matière dégénérée qui constitue la majeure partie d'une naine blanche a une très faible opacité, car toute absorption d'un photon nécessite qu'un électron passe à un état vide supérieur, ce qui peut ne pas être possible car l'énergie du photon peut ne pas être possible. une correspondance avec les états quantiques possibles disponibles pour cet électron, donc le transfert de chaleur radiatif au sein d'une naine blanche est faible ; il possède cependant une conductivité thermique élevée. En conséquence, l’intérieur de la naine blanche maintient une température uniforme, d’environ 107 K. Une enveloppe externe de matière non dégénérée se refroidit d’environ 107 K à 104 K. Cette matière rayonne à peu près comme un corps noir. Une naine blanche reste visible pendant longtemps, car sa fine atmosphère extérieure de matière normale commence à rayonner à environ 107 K, lors de sa formation, tandis que sa plus grande masse intérieure est à 107 K mais ne peut pas rayonner à travers sa coquille de matière normale.
Le rayonnement visible émis par les naines blanches varie sur une large gamme de couleurs, depuis la couleur bleu-blanc d'une étoile de la séquence principale de type O jusqu'au rouge d'une naine rouge de type M. Les températures de surface effectives des naines blanches s'étendent de plus de 150 000 K à un peu moins de 4 000 K. Conformément à la loi de Stefan-Boltzmann, la luminosité augmente avec l'augmentation de la température de surface ; cette plage de température de surface correspond à une luminosité allant de plus de 100 fois celle du Soleil à moins de 1/10 000 de celle du Soleil. Il a été observé que les naines blanches chaudes, dont la température de surface dépasse 30 000 K, sont des sources de rayons X doux (c'est-à-dire de plus faible énergie). Cela permet d’étudier la composition et la structure de leurs atmosphères par des observations aux rayons X mous et aux ultraviolets extrêmes.
Comme l'expliquait Léon Mestel en 1952, à moins que la naine blanche n'accumule de matière provenant d'une étoile compagne ou d'une autre source, son rayonnement provient de sa chaleur emmagasinée, qui n'est pas reconstituée. , §2.1. Les naines blanches ont une surface extrêmement petite à partir de laquelle rayonner cette chaleur, elles se refroidissent donc progressivement et restent chaudes pendant longtemps. À mesure qu’une naine blanche se refroidit, sa température de surface diminue, le rayonnement qu’elle émet rougit et sa luminosité diminue. Puisque la naine blanche n’a pas de puits d’énergie autre que le rayonnement, il s’ensuit que son refroidissement ralentit avec le temps. Le taux de refroidissement a été estimé pour une naine blanche de carbone à 0,59 avec une atmosphère d'hydrogène. Après avoir initialement mis environ 1,5 milliard d'années pour refroidir jusqu'à une température de surface de 7 140 K, le refroidissement d'environ 500 kelvins supplémentaires à 6 590 K prend environ 0,3 milliard d'années, mais les deux étapes suivantes d'environ 500 kelvins (à 6 030 K et 5 550 K) prennent la première 0,4 puis 1,1 milliard d'années. , Tableau 2.
La plupart des naines blanches observées ont des températures de surface relativement élevées, entre 8 000 K et 40 000 K. Cependant, une naine blanche passe plus de temps à des températures plus froides qu'à des températures plus chaudes. Nous devrions donc nous attendre à ce qu'il y ait plus de naines blanches froides que de naines blanches chaudes. nains. Une fois que nous avons ajusté l'effet de sélection selon lequel les naines blanches plus chaudes et plus lumineuses sont plus faciles à observer, nous constatons que la diminution de la plage de température examinée permet de trouver davantage de naines blanches. Cette tendance s'arrête lorsque nous atteignons des naines blanches extrêmement froides ; peu de naines blanches sont observées avec des températures de surface inférieures à 4 000 K, et l'une des naines les plus froides observées jusqu'à présent, WD 0346+246, a une température de surface d'environ 3 900 K. La raison en est que l'âge de l'Univers est fini, il n'y a pas Il y a eu suffisamment de temps pour que les naines blanches se refroidissent en dessous de cette température. La fonction de luminosité des naines blanches peut donc être utilisée pour connaître l’heure à laquelle les étoiles ont commencé à se former dans une région ; une estimation de l'âge de notre disque galactique ainsi découvert est de 8 milliards d'années. Une naine blanche finira par, dans plusieurs milliards d’années, se refroidir et devenir une naine noire non rayonnante en équilibre thermique approximatif avec son environnement et avec le rayonnement de fond cosmique. On ne pense pas qu’il existe encore de naines noires.
Bien que le matériau nain blanc soit initialement du plasma – un fluide composé de noyaux et d’électrons –, il a été théoriquement prédit dans les années 1960 qu’à un stade avancé de refroidissement, il devrait cristalliser en commençant par son centre. On pense que la structure cristalline est un réseau cubique centré sur le corps. En 1995, il a été suggéré que les observations astérosismologiques de naines blanches pulsées constituaient un test potentiel de la théorie de la cristallisation, et en 2004, des observations suggéraient qu'environ 90 % de la masse du BPM 37093 s'était cristallisée. D'autres travaux donnent une fraction massique cristallisée comprise entre 32 % et 82 %. Lorsqu'un noyau de naine blanche subit une cristallisation en phase solide, de la chaleur latente est libérée, ce qui fournit une source d'énergie thermique qui retarde son refroidissement.
Naines blanches à l'hélium de faible masse (de masse , §5–6 Cette atmosphère, seule partie de la naine blanche visible pour nous, serait le sommet d'une enveloppe qui est un résidu de l'enveloppe de l'étoile en phase AGB et peut également contenir des matériaux accumulés à partir du milieu interstellaire. On pense que l'enveloppe est constituée d'une couche riche en hélium dont la masse ne dépasse pas 1/100 de la masse totale de l'étoile, qui, si l'atmosphère est dominée par l'hydrogène, est recouverte par une couche riche en hydrogène avec une masse d'environ 1/10 000 de la masse totale des étoiles, §4–5.
Bien que minces, ces couches externes déterminent l’évolution thermique de la naine blanche. Les électrons dégénérés présents dans la majeure partie d’une naine blanche conduisent bien la chaleur. La majeure partie de la masse d'une naine blanche est donc presque à la même température (isotherme), et elle est également chaude : une naine blanche dont la température de surface est comprise entre 8 000 K et 16 000 K aura une température centrale comprise entre environ 5 000 000 K et 20 000 000 K. Le nain n'est empêché de refroidir très rapidement que par l'opacité de ses couches externes au rayonnement.
La première tentative de classification des spectres des naines blanches semble avoir été réalisée par G. P. Kuiper en 1941, et divers systèmes de classification ont été proposés et utilisés depuis lors. Le système actuellement utilisé a été introduit par Edward M. Sion, Jesse L. Greenstein et leurs coauteurs en 1983 et a ensuite été révisé à plusieurs reprises. Il classe un spectre par un symbole composé d'une initiale D, d'une lettre décrivant la caractéristique principale du spectre suivie d'une séquence facultative de lettres décrivant les caractéristiques secondaires du spectre (comme indiqué dans le tableau de droite) et d'une température. indice, calculé en divisant 50 400 K par la température effective. Par exemple:
* Une naine blanche avec uniquement des raies He I dans son spectre et une température effective de 15 000 K pourrait être classée DB3 ou, si la précision de la mesure de la température le justifie, DB3.5.
* Une naine blanche avec un champ magnétique polarisé, une température effective de 17 000 K et un spectre dominé par des raies He I qui présentaient également des caractéristiques hydrogène pourrait être classée DBAP3.
Les symboles ? et : peut également être utilisé si la classification correcte est incertaine.
Les naines blanches dont la classification spectrale principale est DA ont des atmosphères dominées par l'hydrogène. Elles constituent la majorité (environ 80 %) de toutes les naines blanches observées. La classe suivante en nombre est celle des DB (environ 16 %). La classe DQ chaude (au-dessus de 15 000 K) (environ 0,1 %) présente des atmosphères dominées par le carbone. Ceux classés comme DB, DC, DO, DZ et cool DQ ont des atmosphères dominées par l'hélium. En supposant que le carbone et les métaux ne soient pas présents, la classification spectrale observée dépend de la température effective. Entre environ 100 000 K et 45 000 K, le spectre sera classé DO, dominé par l'hélium mono-ionisé. De 30 000 K à 12 000 K, le spectre sera DB, montrant des raies neutres de l'hélium, et en dessous d'environ 12 000 K, le spectre sera sans relief et classé DC.,§ 2.4.
De l'hydrogène moléculaire (H2) a été détecté dans les spectres des atmosphères de certaines naines blanches. [http://iopscience.iop.org/2041-8205/766/2/L18/article Découverte de l'hydrogène moléculaire dans les atmosphères de naines blanches - IOPscience ]
Naines blanches riches en métaux
Environ 25 à 33 % des naines blanches ont des raies métalliques dans leur spectre, ce qui est inhabituel car les éléments lourds d'une naine blanche devraient couler à l'intérieur de l'étoile en seulement une petite fraction de sa durée de vie. L’explication dominante des naines blanches riches en métaux est qu’elles ont récemment accrété des planétésimaux rocheux. La composition globale de l’objet accrété peut être mesurée à partir de la résistance des lignes métalliques. Par exemple, une étude réalisée en 2015 sur la naine blanche Ton 345 a conclu que ses abondances de métaux étaient cohérentes avec celles d'une planète rocheuse différenciée dont le manteau avait été érodé par le vent de l'étoile hôte pendant sa phase asymptotique de branche géante.
Champ magnétique
Des champs magnétiques dans les naines blanches, d'une intensité à la surface d'environ 1 million de gauss (100 teslas), ont été prédits par P. M. S. Blackett en 1947, comme conséquence d'une loi physique qu'il avait proposée et qui stipulait qu'un corps en rotation non chargé devrait générer un champ magnétique. proportionnel à son moment cinétique. Cette loi putative, parfois appelée effet Blackett, n’a jamais été généralement acceptée et, dans les années 1950, même Blackett estimait qu’elle avait été réfutée. , pp. 39–43 Dans les années 1960, il a été proposé que les naines blanches pourraient avoir des champs magnétiques en raison de la conservation du flux magnétique total de surface qui existait dans sa phase d'étoile progénitrice. Un champ magnétique de surface d'environ 100 gauss (0,01 T) dans l'étoile progénitrice deviendrait ainsi un champ magnétique de surface d'environ 100·1002 1 million de gauss (100 T) une fois que le rayon de l'étoile aurait été réduit d'un facteur 100., §8 ; , p. 484 La première naine blanche magnétique observée était GJ 742, qui a été détectée comme possédant un champ magnétique en 1970 par son émission de lumière polarisée circulairement. On pense qu'elle possède un champ superficiel d'environ 300 millions de gauss (30 kT)., §8 Depuis lors, des champs magnétiques ont été découverts dans plus de 100 naines blanches, allant de 109 gauss (0,2 T à 100 kT). Seul un petit nombre de naines blanches ont été examinées pour leurs champs, et il a été estimé qu'au moins 10 % des naines blanches ont des champs supérieurs à 1 million de gauss (100 T).
Liaisons chimiques
Les champs magnétiques d'une naine blanche pourraient permettre l'existence d'un nouveau type de liaison chimique, la liaison paramagnétique perpendiculaire, en plus des liaisons ioniques et covalentes, aboutissant à ce qui a été initialement décrit comme une « matière magnétisée » dans une recherche publiée en 2012. [http://www.nature.com/news/stars-draw-atoms-closer-together-1.11045 Les étoiles rapprochent les atomes : Nature News & Comment]
Variabilité
Les premiers calculs suggéraient qu'il pourrait y avoir des naines blanches dont la luminosité variait sur une période d'environ 10 secondes, mais les recherches menées dans les années 1960 n'ont pas réussi à l'observer., § 7.1.1 ; La première naine blanche variable trouvée était HL Tau 76 ; en 1965 et 1966, et on a observé qu'elle variait sur une période d'environ 12,5 minutes. La raison pour laquelle cette période est plus longue que prévu est que la variabilité de HL Tau 76, comme celle des autres naines blanches variables pulsées connues, provient de pulsations d'ondes de gravité non radiales., § 7. Les types connus de naines blanches pulsantes incluent le DAV, ou ZZ Ceti, étoiles, dont HL Tau 76, avec des atmosphères dominées par l'hydrogène et le type spectral DA ;, pp. 891, 895 DBV, ou V777 Her, étoiles, avec des atmosphères dominées par l'hélium et le type spectral DB ;, p. Étoiles 3525 et GW Vir (parfois subdivisées en étoiles DOV et PNNV), avec des atmosphères dominées par l'hélium, le carbone et l'oxygène. Les étoiles GW Vir ne sont pas, à proprement parler, des naines blanches, mais sont des étoiles situées sur le diagramme de Hertzsprung-Russell entre la branche géante asymptotique et la région des naines blanches. On peut les appeler des naines pré-blanches. Ces variables présentent toutes de petites variations (1 à 30 %) du rendement lumineux, résultant d'une superposition de modes de vibration avec des périodes de centaines à milliers de secondes. L'observation de ces variations fournit des preuves astérosismologiques sur l'intérieur des naines blanches.
Formation
On pense que les naines blanches représentent le point final de l’évolution stellaire des étoiles de la séquence principale dont la masse varie d’environ 0,07 à