Les naines blanches

Il s'agit toujours d'objets très petits et peu lumineux. Une naine blanche concentre en général une masse comprise entre 0,6 et 1,4 masses solaires, dans un volume de l'ordre de celui de la Terre. La matière à l'intérieur de l'astre atteint ainsi des températures dépassant le million de degrés, et des densités de l'ordre de plusieurs milliers de tonnes par centimètre cube. Dans une naine blanche de la masse du Soleil et d'un diamètre de 10 000 km seulement, comme l'étoile de van Maanen (Poissons), par exemple, la matière présente une densité un million de fois supérieure à celle de l'eau dans les conditions ordinaires.

La borne supérieure de 1,4 masses solaires envisageable pour une naine blanche est appelée la masse limite de Chandrasekhar, du nom de l'astrophysicien qui l'a mise en évidence. Elle trace la ligne de partage entre les étoiles appelées à devenir des naines blanches, et celles dont le destin est celui d'étoile à neutrons, voire de trou noir. Ce seuil est éventuellement un peu plus élevé en fonction de la vitesse de rotation de l'étoile (une naine blanche, du fait de sa compacité, accomplit en général sa rotation en une petite dizaine de secondes). Cela posé, il n'est pas exclu que certaines naines blanches, proches de la limite de Chandrasekhar et possédant un compagnon dont elles happent l'enveloppe, puissent accroître leur masse suffisamment pour franchir le seuil et donc imploser en étoiles neutrons.

La dégénérescence se traduit en particulier par une conductivité thermique élevée. Il n'existe dès lors pas de courants de convection à l'intérieur de l'étoile susceptibles d'en brasser les constituants. Les différents éléments chimiques contenus dans une naine blanche tendent donc à se stratifier. Les plus lourds migrent vers le centre de l'étoile, les autres flottent en surface. Un tel processus permet d'interpréter les différents types de naines blanches comme des stades plus ou moins avancés de cette sédimentation.

Les naines blanches ont initialement des températures superficielles qui peuvent dépasser les 10 000 K (d'où leur couleur blanche ou bleutée). Mais comme les réactions de fusion thermonucléaire ont cessé dans leur coeur, et qu'elles ne produisent donc plus d'énergie, elles sont appelées à se refroidir inéluctablement, comme un fer à repasser débranché. Au fil du temps (peut-être 10 milliards d'années), elles deviennent des objets froids et n'émettant pratiquement plus aucun rayonnement. Les noyaux de leurs atomes, dont l'agitation était jusque là à l'origine de la température, peu à peu deviennent suffisamment "lents" pour pouvoir s'organiser en un réseau cristallin. On parlera alors, pour ces astres solides dont on ne connaît pas encore d'exemple, de naines noires.

DA - Ces astres, qui représentent 85% des naines blanches, ont une enveloppe d'hydrogène pur, formant une couche d'une centaine de kilomètre d'épaisseur. Température entre 7000 et 30 000 K et masse entre 0,6 et 0,8 masses solaires.

DB - Ces naines blanches sont, pour leur part, dépourvues pratiquement d'hydrogène à leur surface. Riches en hélium, elles présentent aussi à des degrés divers des traces d'éléments lourds. Ici, des mouvements de convection dans les régions périphériques subsistent et font remonter des matériaux un peu plus profonds. Les masses de ces objets sont souvent faibles : de l'ordre de 0,3 masses solaires.
 

DBA - Ce sous-type correspond à la présence d'un peu d'hydrogène dans des naines riches en hélium. L'étoile est en fait dans une situation intermédiaire entre DA et DB.

DC - Ce sous-type correspond à une extension vers les basses températures des naines DB. Les raies spectrales sont ici absentes (le C rappelle que l'on observe un spectre continu, ressemblant à celui du corps noir).

DO - Ce sous-type, au contraire, représente une extension vers les hautes températures des naines DB. Le "O" signale la parenté de couleur de ces astres avec les géantes bleues de type O.
 

Certaines naines blanches, dont le prototype est UV Ceti (Baleine), connaissent des variations d'éclat assez inattendues, pour des objets moribonds et dont pourrait croire absente toute velléité de changement. En fait, c'est ce qui reste de l'enveloppe d'hydrogène ou d'hélium ionisés, qui apparemment bat la cadence et expliquerait les petites variations de luminosité observées.

Les naines blanches les plus brillantes

On indique ici les plus brillantes (ce qui n'en fait pas pour autant des objets faciles à repérer ou spectaculaires...). Sauf indication contraire, il s'agit d'étoiles de type DA. La colonne V correspond à la magnitude visuelle :