Naine blanche - Définition

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Caractéristiques physiques

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 150 000 K à moins de 4 000 K, mais elle se situe pour la plupart des naines blanches observées entre 40 000 K et 8 000 K. 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 000e de fois celle du Soleil. 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 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.

Comme l'a expliqué Leon Mestel en 1952, à moins qu'une naine blanche n'accrète de la matière provenant d'une étoile-compagne proche ou d'une autre source, son rayonnement émane de la chaleur stockée, qui n'est pas renouvelée. Les naines blanches rayonnent par une superficie extrêmement faible. Aussi se refroidissent-elles très lentement, demeurant chaudes très longtemps. 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 qu'elle ne dispose d'aucun réservoir d'énergie, il en résulte un ralentissement du refroidissement avec le temps. Bergeron, Ruiz et 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 milliard d'années.

Il y a peu de naines blanches de température inférieure à 4 000 K et une des plus froides observée à ce jour, WD 0346+246, a une température superficielle approximative de 3 900 K. La raison en est que, comme l'âge de l'Univers est fini, 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.

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.

Atmosphère et spectre

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 est 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 collaborateurs, 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 vus, on dénote génériquement le type spectral DZ. 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 partie 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 / Θ, où Θ est la témparature effective de l'étoile. Ainsi, une naine blanche dont la surface est composée d'hydrogène et dotée d'une température effective de 10 000 kelvin se voit attribuée une 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 / Θ 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 le 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. Dans ce cas . 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.

Quelques exemples :

  • 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..
Tableau récapitulatif
Tableau I : Types spectraux des naines blanches
Caractéristiques primaire et secondaire
A Raies d'hydrogène
B Raies d'hélium non ionisé
O Raies d'hélium ionisé
C Spectre continu ; pas de raies notables
Q Présence de raies du carbone
Z Raies de métaux autres que le 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

Caractéristiques des populations

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

Une petite fraction (~0,1 %) ont une atmosphère dominée par le carbone, la classe DQ chaude (plus de 15 000 K). 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 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.

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. Elle serait due à la conjonction de processus évolutifs de l'atmosphère, tels que la séparation gravitationnelle et le brassage convectif.

Structure et importance de l'atmosphère

L'atmosphère est la seule partie d'une naine blanche qui soit visible correspond soit à la partie supérieure d'une enveloppe résiduelle de celle de l'étoile dans sa phase de la branche asymptotique des géantes (AGB), soit résulte de la matière accrétée en provenance du milieu interstellaire ou d'un compagnon. Dans le premier cas, 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'hydrogène, est enrobée d'une couche riche en hydrogène d'une masse approximative d'un dix-millième de la masse totale de l'étoile.

Malgré leur finesse, ces couches externes jouent un rôle crucial dans l'évolution thermique des naines blanches, car elles conditionnent à elles seules les échanges de chaleur avec l'extérieur. En effet, l'intérieur d'une naine blanche est complètement ionisé, et les électrons libres lui confèrent une grande conduction thermique, ce qui fait que l'intérieur d'une naine blanche est doté d'une température extrêmement uniforme. Par contre, les couches externes diffusent très mal la chaleur, et le gradient de température est très élevé à la traversée de ses couches externes. Ainsi, 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.

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). 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. 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. 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. On pense qu'elle a un champ magnétique en surface de 3×108 gauss (30 kT). Il est aussi possible d'observer les champs magnétiques de surface de ces astres par l'altération de leur rayonnement lumineux induit par l'effet Zeeman.

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).

Variabilité

Tableau II : Types de naines blanches à pulsation
DAV (GCVS : ZZA) type spectral DA, n'ayant que des raies d'absorption 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

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 1960 ne permirent pas de les observer.

En 1965 et 1966, Arlo Landolt découvrit HL Tau 76, la première naine blanche variable, avec une période d'approximativement 12,5 minutes. 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. 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, les étoiles DBV, ou V777 Her, aux atmosphères dominées par l'hélium et un type spectral DB, et les étoiles GW Vir (parfois subdivisées en étoiles DOV et PNNV), aux atmosphères dominées par l'hélium, le carbone, et l'oxygène.

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. Ce sont des « pré-naines blanches ». 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.

Extrême densité

Illustration de la taille d'une naine blanche (ici Sirius B) au centre, bien plus petite que les planètes géantes (au dessus, Neptune et Uranus), mais comparable à la Terre ou à Vénus (respectivement à gauche et droite).

Bien qu'il existe des naines blanches de masse aussi faible que 0,17 M\scriptstyle\odot et d'autres aussi élevées que 1,33 M\scriptstyle\odot, la distribution de leurs masses forme un pic centré à 0,6 M\scriptstyle\odot, et la majorité se trouve dans une fourchette de 0,5 à 0,7 M\scriptstyle\odot. Les rayons estimés des naines blanches observées, cependant, sont typiquement de 0,008 à 0,02 fois le rayon solaire R\scriptstyle\odot ; 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 moyenne du Soleil, soit approximativement 1 tonne par centimètre cube. Les naines blanches sont constituées de l'une des plus denses des matières connues, seulement dépassée par celle d'autres étoiles compactes (les étoiles à neutrons et les hypothétiques étoiles à quarks) et les trous noirs, pour autant que l'on puisse parler de « densité » pour ces derniers.

La découverte de l'extrême densité des naines blanches 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, conduisant à estimer sa masse à 0,94 M\scriptstyle\odot. Une estimation plus récente l'évalue à 1 M\scriptstyle\odot. 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 la distance de l'étoile est connue, sa luminosité totale peut être estimée. La comparaison de ces deux valeurs permet de calculer le 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 25 000 fois celle du Soleil, si élevée qu'il la déclara « impossible ». Comme Arthur Stanley Eddington l'indiqua plus tard, en 1927 :

« 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 3 000 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 boite 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 devrait être gravitationnellement décalée vers le rouge. Ceci se confirma en 1925 lorsque Adams mesura le décalage vers le rouge.

Dégénérescence de la matière interne

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 pas dans des conditions moins extrêmes. 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. 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.

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 angulaire élevé et de ce fait, une énergie cinétique importante.

Relation rayon-masse pour une naine blanche modèle.

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, ceci entraîne l'accroissement de l'énergie cinétique des électrons qui engendre la pression. 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 que 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.

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 et en 1930 par Edmund C. Stoner. La valeur moderne de la limite fut d'abord publiée en 1931 par Subrahmanyan Chandrasekhar dans son article « The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs ». 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. 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, ce qui conduit à la valeur généralement citée de 1,4 M\scriptstyle\odot. (Vers le début du XXe siècle, il existait de bonnes raisons de penser que les étoiles étaient principalement composées d'éléments lourds, aussi dans son article de 1931, Chandrasekhar prit la masse moléculaire moyenne par électron μe égale 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 mesure de compenser la force de gravité, et elle s'effondre alors en un objet plus dense tel qu'une étoile à neutrons. 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.

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 son centre. La structure cristalline serait alors de type cubique centré. En 1995, Winget souligna que des observations astérosismologiques de conduisait à une vérification possible de la théorie de la cristallisation, 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 %. D'autres travaux estiment la masse cristallisée entre 32 et 82 %.

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