LES ÉTOILES FASCINANTES

Les naines blanches, qu'est ce que c'est ?

Les naines blanches sont créées lorsqu'une étoile de taille petite à moyenne brûle tout son combustible de fusion nucléaire et que son noyau se contracte. Les couches extérieures sont soufflées pour créer une magnifique nébuleuse planétaire, révélant le noyau dense qui est devenu « une naine blanche ».

Une naine blanche possède typiquement une masse inférieure quoique comparable à celle du Soleil pour un volume similaire à celui de la Terre. Sa masse volumique est ainsi de l’ordre d’une tonne par centimètre cube, plusieurs dizaines de milliers de fois plus élevée que celle des matériaux observés sur Terre. Sa température de surface, qui peut dépasser au départ 100 000 kelvins(100273°C), provient de la chaleur emmagasinée par son étoile parente, chaleur dont le transfert thermique est très lent du fait de la faible surface de l'astre. C'est aussi du fait de cette faible surface que, malgré sa température élevée, la luminosité d'une naine blanche reste limitée à une valeur de l’ordre d’un millième de luminosité solaire, et décroît au cours du temps.

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

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

La structure interne d'une naine blanche est déterminée par l'équilibre entre la gravité et les forces de pression, ici produite par un phénomène de mécanique quantique appelé pression de dégénérescence. Les calculs indiquent que cet équilibre ne peut subsister pour des astres de plus de 1,4 masse solaire . Il s'agit donc de la masse maximale que peut posséder une naine blanche lors de sa formation ou de son évolution. C'est cette masse maximale qui fixe la masse maximale initiale de huit masses solaires que peut avoir une étoile pour que celle-ci évolue en naine blanche, la différence entre ces deux valeurs correspondant aux pertes de masse subies par l'étoile lors de son évolution. Une naine blanche isolée est un objet d'une très grande stabilité, qui va simplement se refroidir au cours du temps pour, à très long terme, devenir une naine noire. Si par contre une naine blanche possède un compagnon stellaire, elle pourra éventuellement interagir avec ce compagnon, formant ainsi une variable cataclysmique. Elle se manifestera sous différentes formes suivant le processus d'interaction : nova classique, source super molle, nova naine, polaire ou polaire intermédiaire. Ces interactions tendent à faire augmenter la masse de la naine blanche par accrétion. Dans l'éventualité où celle-ci atteint la masse critique de 1,4 (par accrétion voire par collision avec une autre naine blanche), elle achèvera sa vie de façon paroxystique en une gigantesque explosion thermonucléaire appelée supernova de type I.


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

Température et rayonnement

(Les naines blanches figurent en bas, à gauche du diagramme de Hertzsprung-Russell.)

Les naines blanches ont une faible luminosité. Néanmoins, au moment de leur formation, leur température est extrêmement élevée à cause de l'énergie emmagasinée lors de l'effondrement gravitationnel de l'étoile. Elles peuplent donc à leur formation l'angle inférieur gauche du diagramme de Hertzsprung-Russell, celui des étoiles peu lumineuses mais chaudes, et dérivent vers la droite avec le temps à mesure qu'elles se refroidissent. Le rayonnement visible émis par une naine blanche peut ainsi 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. Les naines blanches froides ne doivent pas être confondues avec les objets de faible luminosité à l'extrémité de la séquence principale où se situent les objets de faible masse, telles les naines rouges en train de fusionner leur hydrogène, et dont le cœur est partiellement supporté par la pression thermique, ou bien les naines brunes, de température encore inférieure.
La température effective de surface d'une naine blanche peut varier depuis plus de 150 273°C à moins de 4 273 °C, mais elle se situe pour la plupart des naines blanches observées entre 40 273 °C et 8 273°C . 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'étagent depuis 100 fois jusqu'à 1/10 000e de fois celle du Soleil. Les naines blanches chaudes, avec des températures de 30 273°C, 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 lointain.


(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 température superficielle de 35 500 K.)
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, il n’existerait pas encore de naine noire. 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, sa température diminue comme l'inverse de la racine cubique du temps. Si les plus vieilles naines blanches de notre galaxie (8 milliards d'années) ont une température de 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.

Processus de formation

Les naines blanches constitueraient la forme résiduelle en fin de vie des étoiles de la séquence principale dont la masse est comprise entre 0,07 à 10 masses solaires(1,9891 expo kg ), 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 éléments 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 (et d'un peu de carbone) non consommés lors de la fusion.

Évolutions possibles

Naine blanche solitaire

Une fois formée, une naine blanche est stable et va continuer à se refroidir presque indéfiniment pour finalement devenir une naine noire. En supposant que l'Univers maintienne son expansion, dans 1019 à 1020 années, les galaxies s'évaporeront, leurs étoiles s'échappant dans l'espace intergalactique. Les naines blanches devraient en général y survivre, bien qu'une collision occasionnelle entre elles puisse produire une nouvelle étoile en fusion ou une naine blanche de masse super-Chandrasekhar qui exploserait en une supernova de type I. La durée de vie subséquente de la naine blanche serait 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 aller 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 ses noyaux, jusqu'à perdre suffisamment de masse pour devenir une boule de matière non dégénérée, puis disparaître complètement.

Naine blanche au sein d'un système stellaire

(
Illustration d'une naine blanche à proximité d'une étoile de la séquence principale.)

La durée de vie d’une naine blanche

Une fois notre étoile devenue une naine blanche, sa vie ne sera plus marquée que par quelques changements mineurs. Puisque l’astre n’a plus de source d’énergie, sa température et sa luminosité baissent. Sa couleur passe du blanc au rouge, puis, après quelques milliards d’années, elle n’émet plus que très faiblement dans le domaine visible. Elle devient alors une naine noire.

La structure interne change également avec le temps. Après l’effondrement initial, les particules sont très énergétiques, les ions de carbone et d’oxygène peuvent se mouvoir librement. Mais avec la baisse de la température, ces ions perdent leur liberté et s’arrangent pour former un réseau cristallin. Les électrons par contre continuent de se déplacer librement à des vitesses proches de celle de la lumière(3.10puissance8).

La taille de l’étoile ne change plus car la pression de dégénérescence est indépendante de la température et peut soutenir l’astre pour toujours.

En somme toute, les naines blanches sont des étoiles compactes, denses et chaudes qui représentent la dernière étape de l'évolution des étoiles de faible à moyenne masse. Leur étude nous permet de mieux comprendre les processus complexes qui régissent l'univers et leur role crucial dans la formation et l'évolution des galaxies