Naine blanche - Définition

Formation et composition

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 (M_☉), 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.

Finalement, la composition d'une naine blanche dépend de la masse initiale de l'étoile dont elle est issue.

Diagramme de Hertzsprung-Russell Type spectral Naine brunes Naines blanches Naine rouges Sous-naines Séquence principale (naines) Sous-géantes Géantes Géantes lumineuses Supergéantes Hypergéantes Magnitude absolue (MV)

Étoiles de très faible masse

Une étoile de la séquence principale dont la masse est inférieure à approximativement 0,5 M ne deviendra jamais assez chaude pour amorcer la fusion de l'hélium dans son cœur. Sur une durée excédant l'âge de l'Univers (~13,7 milliards d'années), ce type d'étoiles devrait brûler la totalité de son hydrogène et achever son évolution en une naine blanche d'hélium, principalement composée de noyaux d'hélium 4. Le temps nécessaire à ce processus conduit à penser qu'il n'est pas à l'origine des naines blanches d'hélium observées. Elles résulteraient plutôt d'un transfert de masse dans un système binaire, ou bien à une perte de masse provenant d'un gros compagnon planétaire.

Étoiles de masse faible et intermédiaire

Si la masse d'une étoile de la séquence principale se situe entre à peu près 0,5 et 8 M, 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.

Étoiles de masses intermédiaire à élevée

Si une étoile est suffisamment massive, son cœur parviendra 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. À 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. Certaines étoiles de la séquence principale, d'une masse de l'ordre de 8 à 10 M, 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, de néon et de magnésium, à condition (1) que son cœur ne s'effondre pas et (2) que la fusion ne se produise pas avec une telle violence que l'étoile explose en une supernova. 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.