Naine blanche : qu'est-ce que c'est ?

Une naine blanche est un astre incroyablement dense ne dépassant pas 1,44 fois la masse du Soleil. Elle est le résidu d'une étoile modeste, ne dépassant pas 8 masses solaires, qui a épuisé son carburant nucléaire et éjecté ses couches supérieures sous forme de nébuleuse planétaire. Une naine blanche de la masse du Soleil possède un rayon de 7.000 km et un cm³ de sa matièrematière (dite dégénérée et dominée par des effets quantiques et relativistes) pèse alors une tonne !

Se refroidissant très lentement, cet astre est plutôt inerte mais, lorsqu'il fait partie d'un système binairesystème binaire, vient un moment où il arrache du gazgaz à l'étoile voisine. Un disque d'accrétiondisque d'accrétion se forme alors. Du gaz tombe sur la naine blanche et fait augmenter sa masse jusqu'à ce qu'elle atteigne la limite de Chandrasekharlimite de Chandrasekhar. Une explosion se produit alors, soufflant la naine blanche. C'est l'origine d'au moins une partie des supernovaesupernovae que l'on appelle des SNSN Ia. Ces supernovae sont utilisées pour étudier l'expansion accélérée de l'universunivers et l'énergie noire.

Les naines blanches expliquées par la mécanique quantique

Bien qu'observées une première fois au XVIII^e siècle, malgré leur faible luminositéluminosité, il a fallu attendre le tout début du XX^e siècle pour que l'extraordinaire densité des naines blanches soit découverte. À la stupéfaction des astrophysiciensastrophysiciens de l'époque, une valeur de l'ordre de la tonne par cm³ fut en effet dérivée de l'observation d'étoiles comme SiriusSirius B. 

Rapidement, RalphRalph Fowler comprit cependant que la toute nouvelle mécanique statistique quantique découverte par son collègue Paul DiracPaul Dirac, décrivant un gaz d'électronsélectrons dégénéré, pouvait expliquer l'existence de ces étoiles. Reprenant les travaux de Fowler, le tout jeune Subrahmanyan ChandrasekharSubrahmanyan Chandrasekhar eut alors l'idée d'introduire les effets de la théorie de la relativité restreinterelativité restreinte, et il posa les fondations de la structure stellaire de ces étranges objets.

Ralph Fowler comprit que la nature des naines blanches pouvait être expliquée par la mécanique statistique quantique. © University of St Andrews

Ce n'est cependant qu'à la suite des progrès rapides de l'astrophysiqueastrophysique nucléaire que l'on a pu comprendre exactement comment ces étoiles se formaient. Les progrès observationnels permirent simultanément de découvrir plusieurs types de naines blanches, différant par la composition chimique de leur atmosphèreatmosphère. Rappelons qu'en spectroscopie, les naines blanches forment la classe D de la classification spectraleclassification spectrale des étoiles. Elles sont réparties entre plusieurs sous-classes - DA, DB, DC, DO, DQ et DZ - en fonction des caractéristiques de leur spectrespectre.

Au cours des années 1960, divers astrophysiciens théoriciens, dont Edwin Salpeter en 1961, ont réalisé que le cœur d'une naine blanche devait assez rapidement se transformer en un immense réseau cristallinréseau cristallin de noyaux de carbonecarbone et d'oxygèneoxygène en se refroidissant. Une part importante du volumevolume d'une naine blanche devait ainsi ressembler à une sorte de diamantdiamant géant, bien que la structure cristalline obtenue avec le carbone ne soit pas exactement celle du diamant sur Terre.

Cette théorie a été précisée par Hugh M. Van Horn en 1967, déjà en poste à l'université de Rochester, ce qui l'a conduit à la conclusion que le processus de cristallisation devait se produire sur la base d'une théorie déjà avancée, en 1934, par le grand physicienphysicien Eugène Wigner. En fin de vie, une étoile comme le Soleil devrait donc se transformer en naine blanche qui en se refroidissant deviendra un cristal de Wigner, un objet que l'on rencontre aussi en physiquephysique du solidesolide.