naine blanche

Une naine blanche est un objet céleste de forte densité, issu de l'évolution d'une étoile de masse modérée (de trois à quatre masses solaires au maximum 4) après la phase où se produisent des réactions thermonucléaires. Cet objet a alors une taille jusqu'à 8 fois moindre, et conserve longtemps une température de surface élevée, d'où son nom de « naine blanche ».
Une naine blanche possède typiquement une masse inférieure quoique comparable à celle du Soleil pour un volume similaire à celui de la Terre. Sa 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, provient de la chaleur emmagasinée par son étoile parente, chaleur dont le transfert thermique est très lent du fait de la faible surface de l'astre 5. C'est aussi du fait de cette faible surface que, malgré sa température élevée, la luminosité d'une naine blanche reste limitée à une valeur de l’ordre d’un millième de luminosité solaire, et décroît au cours du temps.

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 jusqu'au rouge d'une naine rouge. 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 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 masse solaire (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 Ia5,12..

Les naines blanches sont des objets très compacts, dont la gravité de surface est très élevée. Elles ne présentent pas de phénomène de convection et leur densité les rend très opaques au rayonnement. Ces conditions sont à l'origine d'un phénomène de stratification de la matière au sein des naines blanches, à savoir que les éléments les plus légers se retrouvent seuls à la surface de l'étoile, et sont les seuls détectables par spectroscopie. Ce phénomène, parfois appelé « triage gravitationnel », a initialement été prédit par l'astrophysicien français Evry Schatzman dans les années 1940. Cette situation est fort différente des étoiles de la séquence principale pour lesquelles une convection importante doublée d'un champ gravitationnel bien plus modéré rend l'atmosphère plus riche en éléments chimiques et plus compliquée à analyser. La classification actuellement en usage des spectres des naines blanches a été initialement proposée en 1983 par Edward Sion et ses collaborateurs51, puis approfondie par la suite, la dernière version datant de 1993-1994. D'autres systèmes de classification avaient auparavant été proposés, comme ceux de Gerard Kuiper, Willem Luyten, mais ont été abandonnés.

La majorité des naines blanches présentent un spectre montrant des raies spectrales d'hydrogène en absorption. Le type spectral de ces naines blanches est noté DA, les raies étant celles de la série de Balmer. Quand ce sont des raies spectrales d'hélium qui sont visibles, on dénote le type spectral DB ou DO selon que l'on détecte de l'hélium non ionisé (He I dans notation spectroscopique usuelle, type spectral DB) ou une fois ionisé (He II, type spectral DO). Quand le spectre montre des raies associées au carbone atomique ou moléculaire, on dénote le type spectral DQ. Quand d'autres éléments que l'hydrogène, l'hélium ou le carbone sont détectés, on dénote génériquement le type spectral DZ56. Enfin, quand le spectre ne révèle pas de raies marquées on dénote le type DC, la définition d'une raie marquée étant ici que sa profondeur n'excède pas 5 % du continuum du spectre. Il est possible que le spectre révèle plus d'un élément, auquel cas le type spectral est dénoté avec le même « D » initial, suivi des lettres associées aux différents éléments vus, par ordre décroissant de l'intensité de raies.

La spectroscopie permet, à partir de la forme générale du spectre, de déterminer la température de surface de l'étoile, ou plutôt sa température effective, puisque l'émission de la surface ne correspond pas exactement à un corps noir (la température effective représente la température qu'aurait un corps noir de même surface rayonnant la même quantité d'énergie). La température est dénotée par un nombre demi entier après le type spectral, ledit nombre étant déterminé comme étant le plus proche demi-entier du rapport 50 400 K / Θeff, où Θeff est la température effective de l'étoile. Ainsi, une naine blanche dont la surface est composée d'hydrogène et dotée d'une température effective de 10 000 kelvins se voit attribuée un type spectral DA5, qui englobe les naines blanches de même composition de surface dont la température est comprise entre 9 600 K et 10 610 K, ces deux températures correspondant à un rapport 50 400 K / Θeff de 5,25 et 4,75 respectivement. Quand le nombre est à virgule, celle-ci est notée avec un point décimal et non une virgule, suivant la convention typographique anglo-saxonne. Le nombre demi-entier ainsi trouvé peut éventuellement excéder 10 quand la naine blanche est suffisamment froide. À l'autre extrémité de l'échelle des températures, les naines blanches très chaudes ont ainsi un nombre associé à la température inférieur à 1 qui dans ce cas est noté avec une précision plus grande, et sans le 0 initial, afin de ne pas engendrer de confusion avec le « O » du type spectral dénotant la présence d'hélium ionisé. On trouve ainsi .25 pour une température de l'ordre de 200 000 K, ou .3 pour une température de 170 000 K.

À ces caractéristiques primaires, on rajoute au spectre le cas échéant des indications supplémentaires quant à certaines particularités mises en évidence. On rajoute ainsi les symboles P ou H pour les naines blanches magnétisées, le P correspondant au cas où une polarisation est détectable, le H où elle n'est pas détectable. La lettre E est utilisée quand des raies en émission sont détectées. Enfin, la lettre V optionnelle est utilisée pour dénoter une variabilité de l'astre. Dans tous les cas, une lettre suivie des symboles « ? » ou « : » indique que la caractéristique précédente n'est pas établie avec certitude.

Sirius, également appelée Alpha Canis Majoris (α Canis Majoris/α CMa) par la désignation de Bayer, est l'étoile principale de la constellation du Grand Chien. Vue de la Terre, Sirius est l'étoile la plus brillante du ciel après le Soleil, dépassant Canopus et Arcturus. Elle fait partie de la catégorie des étoiles blanches (selon la classification du catalogue de l'astronome Pietro Angelo Secchi). Du fait de sa déclinaison, Sirius n'est jamais très élevée au-dessus de l'horizon depuis les latitudes tempérées de l'hémisphère nord. L'extinction atmosphérique atténue son éclat comparativement à Arcturus (Canopus étant, elle, invisible depuis ces latitudes). Du fait de sa proximité et de son éclat, Sirius est une des étoiles les plus étudiées des astronomes et fut l'objet de plusieurs « premières », notamment la détection de son mouvement propre et de sa vitesse radiale.