Naine blanche

Les naines blanches ont été découvertes au XVIIIe siècle. La première étoile naine blanche, appelée 40 Eridani B, a été découverte le 31 janvier 1783 par William Herschel. ^p73 Elle fait partie d'un système de trois étoiles appelé 40 Eridani.

Le deuxième nain blanc a été découvert en 1862, mais on a d'abord pensé qu'il s'agissait d'un nain rouge. Il s'agissait d'une petite étoile proche de l'étoile Sirius. Cette étoile compagnon, appelée Sirius B, avait une température de surface d'environ 25 000 kelvins, donc on la considérait comme une étoile chaude. Cependant, Sirius B était environ 10 000 fois plus faible que la primaire, Sirius A. Les scientifiques ont découvert que la masse de Sirius B est presque la même que celle du Soleil. Cela signifie qu'autrefois, Sirius B était une étoile similaire à notre propre Soleil.

En 1917, Adriaan van Maanen a découvert une naine blanche, appelée Van Maanen 2, qui a été la troisième naine blanche à être découverte. C'est la naine blanche la plus proche de la Terre, à l'exception de Sirius B.

Une naine blanche a une faible luminosité (quantité totale de lumière émise) mais un noyau très chaud. Le noyau peut être de ¹⁰⁷ K, alors que la surface n'est que de ¹⁰⁴ K.

Une naine blanche est très chaude lorsqu'elle se forme, mais comme elle n'a pas de source d'énergie, elle va progressivement rayonner son énergie et se refroidir. Cela signifie que son rayonnement, qui lui donne une couleur bleue ou blanche au départ, diminue avec le temps. Sur une très longue période, une naine blanche va se refroidir à des températures auxquelles elle n'émettra plus de lumière. À moins que la naine blanche ne reçoive de la matière d'une étoile compagnon ou d'une autre source, son rayonnement provient de sa chaleur stockée. Celle-ci n'est pas remplacée.

Les naines blanches se refroidissent lentement pour deux raisons. Elles ont une surface extrêmement petite pour rayonner cette chaleur, donc elles se refroidissent progressivement, restant chaudes pendant longtemps. De plus, elles sont très opaques. La matière dégénérée qui constitue l'essentiel d'une naine blanche arrête la lumière et les autres radiations électromagnétiques, de sorte que les radiations n'emportent pas beaucoup d'énergie.

Finalement, tous les nains blancs se refroidiront en nains noirs, ainsi appelés parce qu'ils n'ont pas l'énergie nécessaire pour créer de la lumière. Il n'existe pas encore de naines noires, car il faut plus de temps que l'âge actuel de l'univers pour qu'une naine blanche se refroidisse. Une naine noire est ce qui restera de l'étoile une fois que toute son énergie (chaleur et lumière) aura été utilisée.

Les naines blanches peuvent se rallumer et exploser comme des supernovas si elles obtiennent plus de matière. Il y a une masse maximale pour qu'une naine blanche reste stable. C'est ce qu'on appelle la limite de Chandrasekhar.

Un nain pourrait par exemple tirer des matériaux d'une étoile compagnon, les faisant dépasser la limite de Chandrasekhar. La masse supplémentaire déclencherait une réaction de fusion du carbone. Les astronomes pensent que cette réactivation pourrait être la cause des supernovas de type Ia.