Naine blanche

Image de Sirius A et Sirius B prise par le télescope spatial Hubble . Sirius B, qui est une naine blanche, peut être considéré comme un faible point en bas à gauche de la beaucoup plus lumineux Sirius A.

Une naine blanche, aussi appelé un nain dégénéré, est une petite étoile composée principalement de électrons dégénéré question. Comme les naines blanches ont une masse comparable à la Sun 's et leur volume est comparable à la Terre de l ', ils sont très denses . Leur faible luminosité provient de l'émission de stockée chaleur . Ils représentent environ 6% de toutes les étoiles connues dans le voisinage solaire. La faiblesse inhabituelle des naines blanches a été reconnu en 1910 par Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering et Williamina ^{Fleming;, p. Une} naine blanche le nom a été inventé par Willem Luyten en 1922.

Les naines blanches sont pensés pour être la finale état évolutif de toutes les étoiles dont la masse ne est pas trop élevé-plus de 97% des étoiles dans notre Galaxie ^{, §1} Après ^la.. l'hydrogène - fusion durée de vie d'un étoiles de la séquence principale des extrémités de masse faible ou moyen, il sera étendu à une géante rouge qui fusionne l'hélium au carbone et de l'oxygène dans son noyau par le triple processus-alpha. Si une géante rouge a une masse insuffisante pour générer des températures de base nécessaires pour fusionner carbone , une masse inerte de carbone et d'oxygène se accumule en son centre. Après le licenciement de ses couches externes pour former une nébuleuse planétaire , il laissera derrière ce noyau, qui forme la naine blanche reste. En général, donc, naines blanches sont composés de carbone et d'oxygène. Il est également possible que la température de base suffisent à fusionner carbone mais pas au néon , auquel cas un oxygène néon - magnésium naine blanche peut être formé. En outre, certains hélium naines blanches semblent avoir été formé par la perte de masse dans les systèmes binaires.

Le matériau dans une naine blanche ne subit des réactions de fusion, donc l'étoile n'a pas de source d'énergie, ne est pas non supporté contre effondrement gravitationnel par la chaleur générée par la fusion. Il est soutenu que par électronique de la pression dégénérescence, qui lui permet d'être extrêmement dense. La physique de dégénérescence donne une masse maximale pour une naine blanche non tournant, le Limite-Chandrasekhar d'environ 1,4 masses-delà de laquelle il solaires ne peuvent pas être pris en charge par la pression de dégénérescence. Une naine blanche carbone-oxygène qui se rapproche de cette limite de masse, généralement par transfert de masse d'une étoile compagnon, peut exploser Supernova de type Ia via un processus connu sous le nom détonation de carbone.

Une naine blanche est très chaud quand il est formé, mais comme il n'a pas de source d'énergie, il va progressivement irradierait son énergie et de refroidissement. Cela signifie que son rayonnement, qui a initialement une haute température de couleur, diminuera et rougir avec le temps. Sur une très longue période, une naine blanche se refroidir à des températures auxquelles il ne est plus visible et devenir un froid naine noire. Toutefois, comme aucun naine blanche peut être plus ancien que le âge de l'Univers (environ 13,7 milliards années), même les plus naines blanches rayonnent encore à des températures de quelques milliers de kelvins , et aucun nains noirs sont pensés pour encore exister.

Découverte

La première naine blanche découverte était dans le système d'étoiles triple 40 Eridani, qui contient le relativement brillant étoile de la séquence principale 40 Eridani A, mis en orbite à une distance de plus près par le système binaire de la naine blanche 40 Eridani B et le séquence principale naine rouge 40 Eridani C. La paire 40 Eridani B / C a été découvert par Friedrich Wilhelm Herschel 31 janvier 1783 ^{;, p. 73} il a été à nouveau observée par Friedrich Georg Wilhelm Struve en 1825 et en Otto von Wilhelm Struve en 1851. En 1910, il a été découvert par Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering et Williamina Fleming qu'en dépit d'être une étoile dim, 40 Eridani B était de Un type spectral, ou blanc. En 1939, Russell a regardé en arrière sur la ^{découverte:, p. 1}

Je rendais visite à mon ami et bienfaiteur généreux, M. Edward C. Pickering. Avec bonté caractéristique, il se était porté volontaire pour avoir les spectres observés pour toutes les étoiles, y compris comparaison étoiles-qui avaient été observés dans les observations de parallaxe stellaire qui Hinks et je ai fait à Cambridge, et je discuté. Cette pièce de travail apparemment de routine se est avérée très fructueuse-il conduit à la découverte que toutes les étoiles de magnitude absolue très faible étaient de la classe spectrale M. Dans la conversation sur ce sujet (comme je me souviens bien), je ai demandé de Pickering au sujet de certaines autres étoiles faibles , pas sur ma liste, en mentionnant en particulier 40 Eridani B. caractéristique, il a envoyé une note au bureau Observatoire et avant longtemps, est venu la réponse (je pense de Mme Fleming) que le spectre de cette étoile était R. Je savais assez sur le sujet , même dans ces jours Paléozoïque, de réaliser à la fois qu'il y avait une incohérence extrême entre ce que nous aurions alors appelé les valeurs «possibles» de la luminosité de surface et la densité. Je dois avoir montré que je ne étais pas seulement perplexe mais penaud, à cette exception à ce qui ressemblait à une très jolie règle de caractéristiques stellaires; mais Pickering me sourit, et dit: «Ce est seulement ces exceptions qui mènent à un progrès dans notre connaissance", et donc les naines blanches est entré dans le domaine de l'étude!

Le type spectral de 40 Eridani B a été officiellement décrite en 1914 par Walter Adams.

Le compagnon de Sirius , Sirius B , était à côté de découvrir. Au cours du XIXe siècle, des mesures de position de certaines étoiles sont devenus assez précis pour mesurer de petits changements dans leur emplacement. Friedrich Bessel utilisé seulement ces mesures précises pour déterminer que les étoiles Sirius (α Canis Majoris) et Procyon (α Canis Minoris) ont été en train de changer leurs positions. En 1844, il prédit que les deux étoiles avaient compagnons invisibles:

Si nous devions considérer Sirius et Procyon comme des étoiles doubles, le changement de leurs mouvements ne serait pas nous surprendre; nous devrions les reconnaître comme nécessaire, et ne ont pour enquêter sur leur valeur par l'observation. Mais la lumière ne est pas la propriété réelle de la masse. L'existence d'innombrables étoiles visibles ne peut rien prouver contre l'existence d'innombrables invisibles.

Bessel estimé à peu près la période de la compagne de Sirius à environ un demi-siècle; CHF Peters calculé une orbite pour elle en 1851. Ce ne est que 31 janvier 1862 que Alvan Graham Clark observe une étoile à proximité inédite à Sirius, plus tard identifié comme le compagnon prédit. Walter Adams a annoncé en 1915 qu'il avait trouvé le spectre de Sirius B pour être semblable à celle de Sirius.

En 1917, Adriaan Van Maanen découvert Star de Van Maanen, une naine blanche isolé. Ces trois naines blanches, la première découverts, sont les soi-disant naines blanches ^{classiques., P. 2} Finalement, de nombreuses stars blanchâtres ont été trouvés qui avait élevé mouvement propre, ce qui indique qu'ils pourraient être soupçonnés d'être faible luminosité étoiles proches de la Terre, et les naines blanches donc. Willem Luyten semble avoir été le premier à utiliser la naine blanche terme quand il a examiné cette classe d'étoiles en 1922; le terme a été popularisé plus tard par Arthur Stanley Eddington. Malgré ces soupçons, la première naine blanche non-classique n'a pas été définitivement identifié jusqu'à ce que les années 1930. 18 naines blanches avaient été découverts par ^{1939., p. 3} Luyten et d'autres ont continué à chercher des naines blanches dans les années 1940. En 1950, plus d'une centaine ont été connus, et en 1999, plus de 2000 ont été connus. Depuis lors, le Sloan Digital Sky Survey a trouvé plus de 9000 naines blanches, pour la plupart nouvelles.

Composition et structure

Diagramme de Hertzsprung-Russell

Type spectral

Les naines brunes

Les naines blanches

Les naines rouges

Sous-naines

Séquence principale
(«nains»)

Sous-géantes

Giants

Géants lumineux

Supergéantes

Hypergiants

absolu

pleur

tude

(M _V)

Bien que les naines blanches sont connues avec des masses estimées aussi bas que 0,17 et aussi élevées que 1,33 masses solaires, la distribution de masse est fortement atteint un sommet de 0,6 masse solaire, et le mensonge de la majorité entre 0,5 à 0,7 masse solaire. Les rayons estimée de naines blanches observées, cependant, sont généralement entre 0,008 et 0,02 fois les rayon du soleil; ce qui est comparable au rayon d'environ 0,009 solaire rayon de la Terre. Une naine blanche, puis, emballe de masse comparable à celle du soleil dans un volume qui est généralement un million de fois plus petit que celui du Soleil; la densité moyenne de la matière dans une naine blanche doit donc, très grossièrement, 1000000 fois supérieure à la densité moyenne du Soleil, soit environ 10 ⁶ grammes (1 tonne) par centimètre cube. Les naines blanches sont composées de l'une des formes les plus denses de la matière connue, dépassé seulement par d'autres étoiles compacts comme les étoiles à neutrons, trous noirs et, hypothétiquement, étoiles Quark.

Les naines blanches sont avérés extrêmement dense peu après leur découverte. Si une étoile est dans un binaire système, comme ce est le cas pour Sirius B et 40 Eridani B, il est possible d'estimer sa masse à partir d'observations de l'orbite binaire. Cela a été fait pour Sirius B, en 1910, ce qui donne une estimation de la masse de 0,94 masse solaire. (Une estimation plus moderne est de 1,00 masse solaire.) Depuis organes chauds rayonnent plus que les plus froides, la surface de la luminosité d'une étoile peut être estimée à partir de son température de surface efficace, et donc de son spectre. Si la distance de l'étoile est connue, sa luminosité globale peut également être estimée. La comparaison des deux chiffres donne le rayon de l'étoile. Raisonnement de ce type a conduit à la réalisation, déroutante pour les astronomes de l'époque, que Sirius B et 40 Eridani B doivent être très dense. Par exemple, lorsque Ernst Öpik estimé la densité d'un certain nombre d'étoiles binaires visuels en 1916, il a constaté que 40 Eridani B avait une densité de plus de 25 000 fois le Sun de l ', qui était si haut qu'il a appelé "impossible". Comme Arthur Stanley Eddington mis plus tard en ^{1927:, p. 50}

Nous apprenons sur les étoiles par recevoir et interpréter les messages qui leur lumière nous apporte. Le message du Compagnon de Sirius quand il a été décodé couru: «Je suis composé de matériel 3000 fois plus dense que tout ce que vous avez jamais rencontré; une tonne de mon matériel serait une petite pépite que vous pourriez mettre dans une boîte d'allumettes." Quelle réponse peut-on apporter à un tel message? La réponse que la plupart d'entre nous ont fait en 1914 était- "Tais-toi. Ne dis pas de bêtises."

Comme Eddington a fait remarquer en 1924, les densités de cet ordre implicite que, selon la théorie de la relativité générale , la lumière de Sirius B devrait être gravitationnellement décalée vers le rouge. Cela a été confirmé lors Adams mesuré ce redshift en 1925.

Ces densités sont possibles parce que le matériel ne est pas naine blanche composée d' atomes liés par des liaisons chimiques , mais plutôt se compose d'un plasma de non liés noyaux et électrons . Il n'y a donc aucun obstacle à la mise noyaux proches les uns des autres que orbitales-les électrons régions occupées par des électrons liés à un atome-lui permettrait normalement. Eddington, cependant, se est demandé ce qui se passerait si ce plasma refroidi et l'énergie qui a gardé les atomes ionisés ne était plus présent. Ce paradoxe a été résolu par RH Fowler en 1926 par une application des nouvelles conçues mécanique quantique . Comme les électrons obéissent à la Principe d'exclusion de Pauli, pas deux électrons peut occuper la même État, et ils doivent obéir Statistique de Fermi-Dirac, également introduites en 1926 afin de déterminer la distribution statistique des particules qui satisfont le principe d'exclusion de Pauli. A température nulle, donc, les électrons ne pouvaient pas occuper toute la plus basse énergie, ou niveau zéro; certains d'entre eux avaient d'occuper états d'énergie supérieure, formant une bande de états d'énergie plus bas disponibles, le Mer de Fermi. Cet état des électrons, appelé dégénéré, signifiait qu'une naine blanche pourrait refroidir à la température zéro et possèdent encore haute énergie. Une autre manière de dériver ce résultat consiste à utiliser le principe d'incertitude: la forte densité des électrons dans une naine blanche signifie que leurs positions sont relativement localisés, créant une incertitude correspondante dans leur moments. Cela signifie que certains électrons doivent avoir une forte dynamique et l'énergie cinétique donc élevé.

Compression d'une naine blanche va augmenter le nombre d'électrons dans un volume donné. Appliquer soit le principe d'exclusion de Pauli ou le principe d'incertitude, nous pouvons voir que cela va augmenter l'énergie cinétique des électrons, causant la pression. Cette pression de dégénérescence électronique est ce qui soutient une naine blanche contre effondrement gravitationnel. Elle ne dépend que de la densité et de pas de la température. Matière dégénérée est relativement compressible; cela signifie que la densité d'une naine blanche haute densité est beaucoup plus grande que celle d'un nain de faible masse blanche que le rayon d'une naine blanche diminue à mesure que sa masse augmente .

L'existence d'une limitation de masse qui ne peut pas dépasser naine blanche est une autre conséquence d'être pris en charge par pression de dégénérescence d'électrons. Ces masses ont d'abord été publiés en 1929 par Wilhelm Anderson et en 1930 par Edmund C. Stoner. La valeur moderne de la limite a été publiée en 1931 par Subrahmanyan Chandrasekhar dans son article "La masse maximale du Idéal Naines blanches". Pour une naine blanche non tournant, il est égal à environ 5,7 / μ _e ² masses solaires, où μ _e est la masse moléculaire moyenne par électron de ^{l'étoile., Éq. (63)} Comme le qui composent principalement une naine blanche carbone-oxygène ont tous deux carbone 12 et d'oxygène 16- numéro atomique égal à la moitié de leur poids atomique, on devrait prendre _e μ égal à 2 pour une telle étoile, conduisant à la valeur couramment citée de 1,4 masses solaires. (Vers le début du 20e siècle, il y avait des raisons de croire que les étoiles étaient composés principalement d'éléments ^{lourds, p. 955} si, dans son article 1931, Chandrasekhar régler le poids moléculaire moyen par électron, μ _e, égal à 2,5, donnant une limite de 0,91 masse solaire.) Avec William Fowler, Chandrasekhar a reçu le prix Nobel pour cette et d'autres travaux en 1983. La masse limite est maintenant appelé le Limite de Chandrasekhar.

Si une naine blanche devait dépasser la limite de Chandrasekhar, et réactions nucléaires ne ont pas eu lieu, la pression exercée par les électrons ne serait plus en mesure d'équilibrer la force de gravité , et il se effondrerait dans un objet plus dense comme un étoile à neutrons ou un trou noir . Cependant, le carbone-oxygène naines blanches accrétion de masse d'une étoile voisine subissent une réaction de fusion nucléaire emballement, ce qui conduit à un Supernova de type Ia explosion dans laquelle la naine blanche est détruite, juste avant d'atteindre la masse limite.

Les naines blanches ont une faible luminosité et donc occupent une bande au fond de la Diagramme de Hertzsprung-Russell, un graphique de luminosité stellaire contre la couleur (ou température). Ils ne doivent pas être confondus avec des objets de faible luminosité, à la fin de faible masse de la séquence principale, tels que le l'hydrogène - fusion naines rouges , dont les noyaux sont pris en charge en partie par la pression thermique, ou de la température inférieure même naines brunes.

Relation masse-rayon et la masse limite

Il est simple à établir une relation approximative entre la masse et de rayons de naines blanches en utilisant un argument de minimisation d'énergie. L'énergie de la naine blanche peut être approchée en le prenant à la somme de sa pesanteur énergie potentielle et l'énergie cinétique . L'énergie potentielle gravitationnelle d'un morceau de naine blanche, E _g unité de masse, sera de l'ordre de - GM / R, où G est le constante gravitationnelle, M est la masse de la naine blanche, et R est son rayon. L'énergie cinétique de l'unité de masse, E _k, viendra principalement du mouvement des électrons, de sorte qu'il sera d'environ N p ^2/2 m, où p est la dynamique moyenne des électrons, m est la masse de l'électron, et N est le nombre d'électrons par unité de masse. Comme les électrons sont dégénérée, nous pouvons estimer p pour être de l'ordre de l'incertitude dans l'élan, Δ p, donnée par le principe d'incertitude, qui dit que Δ p Δ x est de l'ordre de la réduction La constante de Planck, h. Δ x sera de l'ordre de la distance moyenne entre les électrons, qui sera d'environ ^-1/3 n, ce est à dire, l'inverse de la racine cubique de la densité en nombre, n, des électrons par unité de volume. Comme il ya N M électrons dans la naine blanche et son volume est de l'ordre de R ^3, n seront de l'ordre de N M / R ^3.

La résolution de l'énergie cinétique par unité de masse, E _k, nous constatons que

La naine blanche sera à l'équilibre lorsque son énergie totale, E + E _{g k,} est minimisé. À ce stade, les énergies cinétiques et potentielles gravitationnelles devraient être comparables, afin que nous puissions établir une relation masse-rayon rugueuse en assimilant leurs grandeurs:

Résoudre ce pour le rayon, R, donne

Dropping N, qui ne dépend que de la composition de la naine blanche, et les constantes universelles nous laisse une relation entre la masse et le rayon:

ce est à dire, le rayon d'une naine blanche est inversement proportionnelle à la racine cubique de sa masse.

Depuis cette analyse utilise le non-relativiste formule p ^2/2 m pour l'énergie cinétique, il est non-relativiste. Si nous voulons analyser la situation où la vitesse de l'électron dans une naine blanche est proche de la vitesse de la lumière , c, nous devrions remplacer p ^2/2 m par l'extrême relativiste rapprochement p c de l'énergie cinétique. Avec cette substitution, nous trouvons

Si l'on comparer cela à l'amplitude de E _g, on trouve que R retombe et la masse, M, est forcé d'être

Pour interpréter ce résultat, observer que nous ajoutons de masse à une naine blanche, son rayon diminue, de sorte que, par le principe d'incertitude, l'élan, et donc la vitesse, de ses électrons vont augmenter. Comme cette vitesse approche c, l'analyse relativiste extrême devient plus exacte, ce qui signifie que la masse M de la naine blanche doit approcher M _limite. Par conséquent, aucune naine blanche peut être plus lourd que la masse M _limite limitant.

Rayon rapport de masse pour une naine blanche modèle

Pour un calcul plus précis de la relation masse-rayon et en limitant la masse d'une naine blanche, il faut calculer la équation d'état qui décrit la relation entre la densité et de la pression dans le matériau naine blanche. Si la masse volumique et de la pression sont tous deux fixés égaux à fonctions du rayon à partir du centre de l'étoile, le système d'équations composé de la équation hydrostatique avec l'équation d'état peut alors être résolu de trouver la structure de la naine blanche à l'équilibre. Dans le cas non relativiste, nous allons toujours trouver que le rayon est inversement proportionnelle à la racine cubique de la ^{masse., Éq. (80)} corrections relativistes seront altérer le résultat de telle sorte que le rayon devient nulle à une valeur finie de la masse. Ce est la valeur limite de la masse-disant Limite de Chandrasekhar -à laquelle la naine blanche ne peut plus être pris en charge par la pression de dégénérescence électronique. Le graphique de droite montre le résultat d'un tel calcul. Il montre comment rayon varie avec la masse pour les non-relativiste (courbe verte) et relativistes (courbe rouge) modèles d'une naine blanche. Les deux modèles traitent la naine blanche comme un rhume Gaz de Fermi en équilibre hydrostatique. Le poids moléculaire moyen par électron, μ _e, a été mis égal à 2. Rayon est mesurée en rayons solaire standard et la masse en masses solaires standard.

Ces calculs supposent que tous la naine blanche est non tournant. Si la naine blanche est en rotation, l'équation d'équilibre hydrostatique doit être modifié pour tenir compte de la pseudo-force centrifuge résultant de travailler dans un cadre tournant. Pour une naine blanche en rotation uniforme, le limitant seulement légèrement augmentation de la masse. Toutefois, si l'étoile peut tourner de manière non uniforme, et viscosité est négligée, alors, comme l'a souligné Fred Hoyle en 1947, il ne ya aucune limite à la masse pour lesquels il est possible pour une naine blanche modèle soit en équilibre statique. Pas toutes ces étoiles de modèles, cependant, sera dynamiquement stable.

Rayonnement et le refroidissement

Le rayonnement visible émis par les naines blanches varie sur une large gamme de couleurs, de la couleur bleu-blanc d'un type O principale étoile de la séquence vers le rouge d'un M de type naine rouge . Naine blanche les températures de surface efficaces se étendent à partir de plus de 150 000 K à 4000 K. sous Conformément à la Loi de Stefan-Boltzmann, luminosité augmente avec la température de surface; cette gamme de température de surface correspond à une luminosité de plus de 100 fois celle du Soleil à moins de 1 / 10.000ème celle du Soleil de. Naines blanches chaudes, avec des températures de surface de plus de 30 000 K, ont été observés à être des sources de douce (ce est à dire, d'énergie inférieure) Les rayons X. Cela permet à la composition et la structure de leurs atmosphères être étudié par douce X-ray et observations ultraviolets extrêmes.

Une comparaison entre la naine blanche IK Pegasi B (centre), son compagnon de classe A IK Pegasi A (à gauche) et le Soleil (à droite). Cette naine blanche a une température de surface de 35 500 K.

À moins que la naine blanche accumule la matière d'une étoile compagnon ou une autre source, ce rayonnement provient de sa chaleur stockée, qui ne est pas réapprovisionné. Les naines blanches ont une très petite surface à rayonner cette chaleur à partir, afin qu'ils restent chauds pendant longtemps. En naine blanche se refroidit, sa température de surface diminue, le rayonnement qu'elle émet rougit, et sa luminosité diminue. Depuis la naine blanche n'a pas de puits d'énergie autres que les rayonnements, il se ensuit que son refroidissement ralentit avec le temps. Bergeron, Ruiz, et Leggett, par exemple, estimer que, après un carbone nain blanc de 0,59 masse solaire avec un hydrogène atmosphère est refroidi à une température de surface de 7140 K, en prenant environ 1,5 milliards d'années, refroidissement à environ 500 plus kelvins à 6590 K prend l'ordre de 0,3 milliards d'années, mais les deux prochaines étapes de l'ordre de 500 kelvins (à 6030 K et 5550 K) de prendre 0,4 puis 1,1 milliard premières ^{années., tableau 2.} Bien que matériau naine blanche est initialement taux plasmatique fluide -a composé de noyaux et électrons -C'était théoriquement prédit dans les années 1960 que, à un stade avancé de refroidissement, il se doit cristalliser, à partir du centre de l'étoile. La structure cristalline est considérée comme un corps-réseau cubique centré. En 1995, il a été souligné que observations asteroseismological de naines blanches pulsantes ont donné un test potentiel de la théorie de cristallisation, et en 2004, Travis Metcalfe et une équipe de chercheurs de la Centre Harvard-Smithsonian pour l'astrophysique estimé, sur la base de ces observations, que 90% environ de la masse de BPM 37093 avait cristallisé. Autres travaux donne une fraction de masse cristallisée entre 32% et 82%.

La plupart des naines blanches observées ont des températures de surface relativement élevés, entre 8000 K et 40 000 K. Une naine blanche, cependant, dépense plus de sa durée de vie à des températures plus froides que les températures plus chaudes au, donc nous devrions nous attendre que les naines blanches sont plus cool que blanc chaud nains. Une fois que nous ajustons pour le effet de sélection que les plus chauds naines blanches, plus lumineuses sont plus faciles à observer, nous ne trouvons que la diminution de la plage de température a examiné les résultats à trouver nains plus blanches. Cette tendance se arrête lorsque nous atteignons naines blanches très fraîches; quelques naines blanches sont observées avec des températures de surface ci-dessous 4000 K, et l'un des plus cool jusqu'à présent observé, WD 0346 + 246, a une température d'environ 3900 K. de surface La raison en est que, comme l'âge de l'Univers est fini, il n'y a pas eu le temps de naines blanches refroidissent dessous de cette température. Le blanc fonction de luminosité nain peut donc être utilisée pour trouver le temps quand les étoiles ont commencé à se former dans une région; une estimation de l'âge de la Disque galactique trouvé de cette manière est de 8 milliards d'années.

Une naine blanche finira cool et devenir un non-rayonnant naine noire en équilibre thermique approximative avec son environnement et avec le rayonnement de fond cosmologique. Cependant, aucun nains noirs sont pensés pour encore exister.

Atmosphère et spectres

Bien que la plupart des naines blanches sont pensés pour être composé de carbone et de l'oxygène, la spectroscopie montre généralement que leur lumière émise provient d'une atmosphère qui est observé pour être soit l'hydrogène -dominated ou l'hélium -dominated. L'élément dominant est habituellement d'au moins 1 000 fois plus abondant que tous les autres éléments. Comme expliqué par Schatzman dans les années 1940, la forte gravité de surface est pensé pour provoquer cette pureté en séparant gravitationnellement l'atmosphère afin que les éléments lourds sont sur le fond et les plus légers sur le ^{dessus., §5-6} Cette atmosphère, la seule partie de la naine blanche visible pour nous, est pensé pour être la partie supérieure d'une enveloppe qui est un résidu de l'enveloppe de l'étoile dans le La phase AGB et peut également renfermer des matières accrétion de la milieu interstellaire. L'enveloppe est censé constituée d'une couche riche en hélium avec une masse pas plus de 1 / 100e de la masse totale de l'étoile, qui, si l'atmosphère est de l'hydrogène-dominée, est recouverte par une couche riche en hydrogène avec une masse d'environ 1/10000 e des étoiles dont la masse ^{totale., §4-5.}

Bien que mince, ces couches externes déterminent l'évolution thermique de la naine blanche. Les dégénérés électrons dans la masse d'une naine blanche conduite bien la chaleur. La plupart de la masse d'une naine blanche est donc presque isotherme, et ce est aussi chaude: une naine blanche avec la température de surface entre 8000 K et 16 000 K aura une température de base comprise entre environ 5000000 K et 20.000.000 K. La naine blanche est gardé de refroidissement très rapidement que par l'opacité de ses couches externes à rayonnement.

La première tentative de classer les spectres naine blanche semble avoir été par GP Kuiper en 1941, et de divers systèmes de classification ont été proposés et utilisés depuis. Le système actuellement en usage a été introduite par Edward M. Sion et ses co-auteurs en 1983 et a été révisé à plusieurs reprises. Il classifie un spectre par un symbole qui est constitué d'une première D, une lettre décrivant la caractéristique du spectre primaire suivie par une séquence de lettres en option décrivant les caractéristiques secondaires du spectre (comme indiqué dans le tableau ci-contre), et à une température indice, calculé en divisant 50 400 K par le température efficace. Par exemple:

• Une naine blanche avec seulement He I lignes dans son spectre et une température effective de 15 000 K pourraient être donnés la classification des DB3, ou, si cela est justifié par la précision de la mesure de température, DB3.5.
• Une naine blanche avec un polarisée champ magnétique, une température effective de 17 000 K, et un spectre dominé par He I lignes qui ont également hydrogène caractéristiques pourraient être donnés la classification des DBAP3.

Les symboles? et: peuvent également être utilisés si la classification correcte est incertain.

Les naines blanches dont le principal est la classification spectrale DA ont atmosphères d'hydrogène-dominé. Ils constituent la majorité (environ les trois quarts) de tous les naines blanches observées. Le reste inclassable (DB, DC, DO, DZ, et DQ) ont atmosphères d'hélium-dominé. En supposant que le carbone et les métaux ne sont pas présents, ce qui est considéré classification spectrale dépend de la température efficace. Entre environ 100 000 K à 45 000 K, le spectre sera classé DO, dominée par l'hélium ionisé. De 30 000 K à 12 000 K, le spectre sera DB, montrant des lignes d'hélium neutre, et en dessous de 12 000 K, le spectre sera monotone et classé ^{DC., § 2.4} La raison de l'absence de naines blanches avec des atmosphères d'hélium-dominé et températures efficaces entre 30 000 K et 45 000 K, appelés l'écart DB, ne est pas clair. Il est soupçonné d'être dû à des processus évolutifs atmosphériques, tels que la séparation gravitationnelle et le mélange convectif concurrence.

Champ magnétique

Les champs magnétiques dans les naines blanches avec une résistance à la surface de ~ 1000000 gauss (100 teslas) ont été prédit par PMS Blackett en 1947 à la suite d'une loi physique qu'il avait proposé, qui a déclaré que, d'un corps en rotation non chargée devrait générer un champ magnétique proportionnelle à son moment angulaire . Cette loi putative, parfois appelé le Effet Blackett, n'a jamais été généralement admis, et par les années 1950, même Blackett a estimé qu'il avait été ^{réfutée., Pp. 39-43} Dans les années 1960, il a été proposé que les naines blanches pourraient avoir des champs magnétiques à cause de la conservation de la surface totale flux magnétique cours de l'évolution d'une étoile non dégénéré à une naine blanche. Un champ magnétique de surface de ~ 100 gauss (0,01 T) dans l'étoile progénitrice deviendrait ainsi un champ magnétique de surface de ~ 100 · 100 ² = 1000000 gauss (100 T) une fois le rayon de l'étoile ont diminué par un facteur de ^{100., §8;, p. 484} La première naine blanche magnétique pour être observé a été GJ 742, qui a été détectée pour avoir un champ magnétique en 1970 par son émission de la lumière polarisée circulairement. Il est pensé pour avoir un champ d'environ 300 millions de gauss (30 kT) de ^{surface., §8} Depuis champs magnétiques ont été découverts dans plus de 100 naines blanches, allant de 2 × ¹⁰ mars à 10 septembre gauss (0,2 T à 100 kT). Seul un petit nombre de naines blanches ont été examinés pour les champs, et il a été estimé qu'au moins 10% des naines blanches ont des champs dépassant 1.000.000 gauss (100 T).

Variabilité

Les premiers calculs ont suggéré qu'il pourrait y avoir des naines blanches dont luminosité varié avec une période d'environ 10 secondes, mais les recherches dans les années 1960 ne ont pas respecté ^{ce, § 7.1.1;.} La première naine blanche a été trouvé variables HL Tau 76; en 1965 et 1966, Arlo U. Landolt observée avec elle pour faire varier une période d'environ 12,5 minutes. La raison de cette période étant plus longue que prévue est que la variabilité de HL Tau 76, comme celle des autres pulsations naines blanches variables connus, résulte de la non-radial . pulsations d'ondes de ^{gravité, § 7.} Les types connus de naine blanche pulsation comprennent le DAV ou ZZ Ceti, étoiles, y compris HL Tau 76, avec des atmosphères d'hydrogène-dominé et le type spectral ^{DA;., pp 891, 895} DBV ou V777 Son, étoiles, avec des atmosphères d'hélium-dominé et le type spectral ^{DB;, p. 3525} et GW Vir étoiles (parfois subdivisés en DOV et PNNV étoiles), avec des atmosphères dominées par de l'hélium, le carbone et ^{l'oxygène, §1.1, 1.2;., § 1} GW Vir étoiles ne sont pas, à proprement parler, naines blanches, mais ^sont. étoiles qui sont dans une position sur le Diagramme de Hertzsprung-Russell entre le Branche géante asymptotique et la région naine blanche. Ils peuvent être appelés nains ^{pré-blancs, § 1.1;.} Ces variables présentent tous petits (1% -30%) des variations de la production de lumière, résultant d'une superposition de modes de vibration avec des périodes de centaines de milliers de secondes. L'observation de ces variations permet asteroseismological preuves sur les intérieurs de naines blanches.

Formation

Les naines blanches sont pensés pour représenter le point de fin l'évolution stellaire pour la séquence principale vedette avec des masses d'environ 0,07 à 10 masses solaires. La composition de la naine blanche produite sera différent en fonction de la masse initiale de l'étoile.

Étoiles de très faible masse

Si la masse d'une étoile de la séquence principale est inférieure à environ un demi masse solaire, il ne deviendra jamais assez chaud pour faire fondre l'hélium à sa base. On pense que, sur une durée de vie dépassant l'âge (~ 13,7 milliards années) de l'Univers, une telle étoile finira par brûler tout son hydrogène et terminer son évolution comme une naine blanche composée essentiellement d'hélium de hélium-4 noyaux. En raison de la durée de ce processus prend, il ne est pas pensé pour être à l'origine de l'hélium observé naines blanches.Plutôt, ils sont pensés pour être le produit de perte de masse dans les systèmes binaires ou la perte de masse due à un grand compagnon planétaire.

Étoiles à faible masse au milieu

Si la masse d'une étoile de la séquence principale se situe entre environ 0,5 et 8 masses solaires, son noyau va devenir suffisamment chaude pour faire fondre l'hélium en carbone et de l'oxygène par l'intermédiaire du processus triple-alpha, mais il ne deviendra jamais suffisamment chaude pour fondre carbone en néon . Près de la fin de la période au cours de laquelle il subit des réactions de fusion, une telle étoile aura un noyau carbone-oxygène qui ne subit pas de réactions de fusion, entouré par une enveloppe d'hélium-combustion interne et une enveloppe d'hydrogène combustion externe. Sur le diagramme de Hertzsprung-Russell, il sera trouvé sur le Branche géante asymptotique. Il sera ensuite expulser la plupart de son matériau extérieur, la création d'une nébuleuse planétaire , jusqu'à ce que le noyau carbone-oxygène est à gauche. Ce processus est responsable des naines blanches carbone-oxygène qui forment la grande majorité des naines blanches observées.

Étoiles avec un milieu à la grand'messe

Si une étoile est suffisamment massif, son noyau finira par devenir suffisamment chaude pour fondre carbone néon, puis de fusionner néon de fer. Une telle étoile ne deviendra pas une naine blanche que la masse de son, non-fusion central, noyau, soutenue par la pression de dégénérescence électronique, finira par dépasser la plus grande masse possible supportable par la pression de dégénérescence. À ce stade, le noyau de l'étoile sera l'effondrement et il va exploser dans une supernova core-effondrement qui va laisser derrière un vestige étoile à neutrons, trous noirs , ou peut-être une forme plus exotique de étoile compacte. Certaines étoiles de la séquence principale, peut-être de 8 à 10 masses solaires, bien que suffisamment massive pour fusionner carbone au néon et au magnésium, peuvent être insuffisamment massive pour fusionner néon. Une telle étoile peut laisser une naine blanche reste principalement composé de l'oxygène , le néon et le magnésium , à condition que son coeur ne tombe pas, et à condition que la fusion ne se déroule pas si violemment à souffler en dehors de l'étoile dans une supernova . Bien que certaines naines blanches isolées ont été identifiées qui peuvent être de ce type, la plupart des preuves de l'existence de ces étoiles vient du novae appelé ONeMg ou néon novae. Les spectres de ces abondances d'exposition novae de néon, le magnésium et d'autres éléments de masse intermédiaire qui semblent être explicable que par l'accrétion de matière sur une naine blanche oxygène néon magnésium.

Sort

Une naine blanche est stable une fois formé et continuera à refroidir presque indéfiniment; finalement, il deviendra une naine blanche noir, également appelé un nain noir. En supposant que l' Univers continue à se développer, on pense que dans 10 ¹⁹ à 10 ²⁰ ans, les galaxies seront évaporer leurs étoiles échapper dans l'espace intergalactique. ^{, §IIIA.} Les naines blanches devraient généralement survivre à ce, même si une collision occasionnelle entre les naines blanches peut produire une nouvelle star de la fusion ou une naine blanche de masse super-Chandrasekhar qui va exploser dans une supernova de type Ia. ^{, §IIIC, IV.} La durée de vie ultérieure de naines blanches est pensé pour être de l'ordre de la durée de vie du proton , connu pour être au moins 10 ³² ans. Certains simples théories unifiées grands prévoir une durée de vie du proton de pas plus de 10 ⁴⁹ ans. Si ces théories ne sont pas valables, le proton peut se dégrade par des processus plus complexes nucléaires, ou en processus de gravitation quantique impliquant un trou noir virtuel; dans ces cas, la durée de vie est estimée à pas plus de 10 ²⁰⁰ ans. Si protons font décroissance, la masse d'une naine blanche va diminuer très lentement avec le temps que sa noyaux décroissance, jusqu'à ce qu'il perde tant de masse pour devenir une bosse non dégénérée de la matière, et finit par disparaître complètement. ^{, §IV.}

Système stellaire

Une naine blanche de stellaire et système planétaire est héritée de son étoile progénitrices et peuvent interagir avec la naine blanche de diverses manières. Observations spectroscopiques infrarouges prises par la NASA Spitzer Space Telescope de l'étoile centrale de la nébuleuse Helix suggèrent la présence d'un nuage de poussière, qui peuvent être causés par des collisions cométaires. Il est possible que le matériel de infalling cela peut provoquer l'émission de rayons X de l'étoile centrale. De même, les observations formulées en 2004 ont indiqué la présence d'un nuage de poussière autour de la jeune étoile naine blanche G29-38 (estimés avoir formé à partir de son ancêtre AGB il ya environ 500 millions d'années), qui peut avoir été créé par la perturbation de marée d'une comète passant près de la naine blanche. Si une naine blanche est dans un système binaire avec un compagnon stellaire , une variété de phénomènes peuvent se produire, y compris les novae et supernovae de type Ia.

Supernovae de type Ia

Multiwavelength Image aux rayons X deSN 1572 oude Tycho Nova, le reste d'une supernova de type Ia.

La masse d'un, non tournant naine blanche isolé ne peut pas dépasser la limite de Chandrasekhar de ~ 1,4 masses solaires. (Cette limite peut augmenter si la naine blanche tourne rapidement et de manière non uniforme.) Les naines blanches dans binaires systèmes, cependant, peuvent accréter matière d'une étoile compagnon, augmentant à la fois leur masse et leur densité. Comme leur masse se rapproche de la limite de Chandrasekhar, cela pourrait théoriquement conduire soit à l'allumage explosif de fusion dans la naine blanche ou son effondrement dans une étoile à neutrons.

Accrétion fournit le mécanisme actuellement privilégiée, la modèle unique dégénéré , pour supernovae de type Ia. Dans ce modèle, un carbone - oxygène naine blanche accumule la matière d'une étoile compagnon, ^{, P. 14.} augmentant sa masse et la compression de son noyau. On pense que chauffage de compression du noyau conduit à l'allumage de la fusion de carbone que la masse se rapproche de la limite de Chandrasekhar. Parce que la naine blanche est soutenu contre la gravité par la pression de dégénérescence quantique au lieu de par la pression thermique, ajouter de la chaleur à l'intérieur de l'étoile augmente sa température, mais pas sa pression, de sorte que la naine blanche ne se développe pas et cool en réponse. Au contraire, l'augmentation de la température accélère la vitesse de la réaction de fusion, dans un processus d'emballement qui se nourrit de lui-même. La flamme thermonucléaire consomme beaucoup de la naine blanche en quelques secondes, provoquant une supernova de type Ia explosion qui oblitère l'étoile. Dans un autre mécanisme possible pour supernovae de type Ia, le modèle de la double-dégénéré , deux naines blanches carbone-oxygène dans une fusion de système binaire, la création d'un objet avec une masse supérieure à la limite de Chandrasekhar dans lequel la fusion de carbone est ensuite enflammé. ^{, P. 14.}

Les variables cataclysmiques

Lorsque l'accrétion de matière ne pousse pas une naine blanche près de la limite de Chandrasekhar, accrétion hydrogène riche en matière sur la surface peut encore enflammer dans une explosion thermonucléaire. Depuis le noyau de la naine blanche reste intact, ces explosions de surface peuvent être répétées aussi longtemps que l'accrétion continue. Ce genre de phénomène cataclysmique faible répétitif est appelé (classique) nova. Les astronomes ont aussi observé novae naines, qui ont de plus petits pics de luminosité, plus fréquents que novae classique. Ceux-ci sont pensés pour ne pas être causés par la fusion, mais plutôt par la libération de l'énergie potentielle gravitationnelle lors de l'accrétion. En général, les systèmes binaires avec une naine blanche accrétant de la matière un compagnon stellaire sont appelées variables cataclysmiques. Ainsi que novae et novae naines, plusieurs autres classes de ces variables sont connues. Les deux variables cataclysmiques Fusion- et de désactualisation-alimentés ont été observés pour être Sources de rayons X.