Naine blanche

Image de Sirius A et Sirius B prise par le t??lescope spatial Hubble . Sirius B, qui est une naine blanche, peut ??tre consid??r?? comme un faible point en bas ?? gauche de la beaucoup plus lumineux Sirius A.

Une naine blanche, aussi appel?? un nain d??g??n??r??, est une petite ??toile compos??e principalement de ??lectrons d??g??n??r?? question. Comme les naines blanches ont une masse comparable ?? la Sun 's et leur volume est comparable ?? la Terre de l ', ils sont tr??s denses . Leur faible luminosit?? provient de l'??mission de stock??e chaleur . Ils repr??sentent environ 6% de toutes les ??toiles connues dans le voisinage solaire. La faiblesse inhabituelle des naines blanches a ??t?? reconnu en 1910 par Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering et Williamina ^{Fleming;, p. Une} naine blanche le nom a ??t?? invent?? par Willem Luyten en 1922.

Les naines blanches sont pens??s pour ??tre la finale ??tat ??volutif de toutes les ??toiles dont la masse ne est pas trop ??lev??-plus de 97% des ??toiles dans notre Galaxie ^{, ??1} Apr??s ^la.. l'hydrog??ne - fusion dur??e de vie d'un ??toiles de la s??quence principale des extr??mit??s de masse faible ou moyen, il sera ??tendu ?? une g??ante rouge qui fusionne l'h??lium au carbone et de l'oxyg??ne dans son noyau par le triple processus-alpha. Si une g??ante rouge a une masse insuffisante pour g??n??rer des temp??ratures de base n??cessaires pour fusionner carbone , une masse inerte de carbone et d'oxyg??ne se accumule en son centre. Apr??s le licenciement de ses couches externes pour former une n??buleuse plan??taire , il laissera derri??re ce noyau, qui forme la naine blanche reste. En g??n??ral, donc, naines blanches sont compos??s de carbone et d'oxyg??ne. Il est ??galement possible que la temp??rature de base suffisent ?? fusionner carbone mais pas au n??on , auquel cas un oxyg??ne n??on - magn??sium naine blanche peut ??tre form??. En outre, certains h??lium naines blanches semblent avoir ??t?? form?? par la perte de masse dans les syst??mes binaires.

Le mat??riau dans une naine blanche ne subit des r??actions de fusion, donc l'??toile n'a pas de source d'??nergie, ne est pas non support?? contre effondrement gravitationnel par la chaleur g??n??r??e par la fusion. Il est soutenu que par ??lectronique de la pression d??g??n??rescence, qui lui permet d'??tre extr??mement dense. La physique de d??g??n??rescence donne une masse maximale pour une naine blanche non tournant, le Limite-Chandrasekhar d'environ 1,4 masses-del?? de laquelle il solaires ne peuvent pas ??tre pris en charge par la pression de d??g??n??rescence. Une naine blanche carbone-oxyg??ne qui se rapproche de cette limite de masse, g??n??ralement par transfert de masse d'une ??toile compagnon, peut exploser Supernova de type Ia via un processus connu sous le nom d??tonation de carbone.

Une naine blanche est tr??s chaud quand il est form??, mais comme il n'a pas de source d'??nergie, il va progressivement irradierait son ??nergie et de refroidissement. Cela signifie que son rayonnement, qui a initialement une haute temp??rature de couleur, diminuera et rougir avec le temps. Sur une tr??s longue p??riode, une naine blanche se refroidir ?? des temp??ratures auxquelles il ne est plus visible et devenir un froid naine noire. Toutefois, comme aucun naine blanche peut ??tre plus ancien que le ??ge de l'Univers (environ 13,7 milliards ann??es), m??me les plus naines blanches rayonnent encore ?? des temp??ratures de quelques milliers de kelvins , et aucun nains noirs sont pens??s pour encore exister.

D??couverte

La premi??re naine blanche d??couverte ??tait dans le syst??me d'??toiles triple 40 Eridani, qui contient le relativement brillant ??toile de la s??quence principale 40 Eridani A, mis en orbite ?? une distance de plus pr??s par le syst??me binaire de la naine blanche 40 Eridani B et le s??quence principale naine rouge 40 Eridani C. La paire 40 Eridani B / C a ??t?? d??couvert par Friedrich Wilhelm Herschel 31 janvier 1783 ^{;, p. 73} il a ??t?? ?? nouveau observ??e par Friedrich Georg Wilhelm Struve en 1825 et en Otto von Wilhelm Struve en 1851. En 1910, il a ??t?? d??couvert par Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering et Williamina Fleming qu'en d??pit d'??tre une ??toile dim, 40 Eridani B ??tait de Un type spectral, ou blanc. En 1939, Russell a regard?? en arri??re sur la ^{d??couverte:, p. 1}

Je rendais visite ?? mon ami et bienfaiteur g??n??reux, M. Edward C. Pickering. Avec bont?? caract??ristique, il se ??tait port?? volontaire pour avoir les spectres observ??s pour toutes les ??toiles, y compris comparaison ??toiles-qui avaient ??t?? observ??s dans les observations de parallaxe stellaire qui Hinks et je ai fait ?? Cambridge, et je discut??. Cette pi??ce de travail apparemment de routine se est av??r??e tr??s fructueuse-il conduit ?? la d??couverte que toutes les ??toiles de magnitude absolue tr??s faible ??taient de la classe spectrale M. Dans la conversation sur ce sujet (comme je me souviens bien), je ai demand?? de Pickering au sujet de certaines autres ??toiles faibles , pas sur ma liste, en mentionnant en particulier 40 Eridani B. caract??ristique, il a envoy?? une note au bureau Observatoire et avant longtemps, est venu la r??ponse (je pense de Mme Fleming) que le spectre de cette ??toile ??tait R. Je savais assez sur le sujet , m??me dans ces jours Pal??ozo??que, de r??aliser ?? la fois qu'il y avait une incoh??rence extr??me entre ce que nous aurions alors appel?? les valeurs ??possibles?? de la luminosit?? de surface et la densit??. Je dois avoir montr?? que je ne ??tais pas seulement perplexe mais penaud, ?? cette exception ?? ce qui ressemblait ?? une tr??s jolie r??gle de caract??ristiques stellaires; mais Pickering me sourit, et dit: ??Ce est seulement ces exceptions qui m??nent ?? un progr??s dans notre connaissance", et donc les naines blanches est entr?? dans le domaine de l'??tude!

Le type spectral de 40 Eridani B a ??t?? officiellement d??crite en 1914 par Walter Adams.

Le compagnon de Sirius , Sirius B , ??tait ?? c??t?? de d??couvrir. Au cours du XIXe si??cle, des mesures de position de certaines ??toiles sont devenus assez pr??cis pour mesurer de petits changements dans leur emplacement. Friedrich Bessel utilis?? seulement ces mesures pr??cises pour d??terminer que les ??toiles Sirius (α Canis Majoris) et Procyon (α Canis Minoris) ont ??t?? en train de changer leurs positions. En 1844, il pr??dit que les deux ??toiles avaient compagnons invisibles:

Si nous devions consid??rer Sirius et Procyon comme des ??toiles doubles, le changement de leurs mouvements ne serait pas nous surprendre; nous devrions les reconna??tre comme n??cessaire, et ne ont pour enqu??ter sur leur valeur par l'observation. Mais la lumi??re ne est pas la propri??t?? r??elle de la masse. L'existence d'innombrables ??toiles visibles ne peut rien prouver contre l'existence d'innombrables invisibles.

Bessel estim?? ?? peu pr??s la p??riode de la compagne de Sirius ?? environ un demi-si??cle; CHF Peters calcul?? une orbite pour elle en 1851. Ce ne est que 31 janvier 1862 que Alvan Graham Clark observe une ??toile ?? proximit?? in??dite ?? Sirius, plus tard identifi?? comme le compagnon pr??dit. Walter Adams a annonc?? en 1915 qu'il avait trouv?? le spectre de Sirius B pour ??tre semblable ?? celle de Sirius.

En 1917, Adriaan Van Maanen d??couvert Star de Van Maanen, une naine blanche isol??. Ces trois naines blanches, la premi??re d??couverts, sont les soi-disant naines blanches ^{classiques., P. 2} Finalement, de nombreuses stars blanch??tres ont ??t?? trouv??s qui avait ??lev?? mouvement propre, ce qui indique qu'ils pourraient ??tre soup??onn??s d'??tre faible luminosit?? ??toiles proches de la Terre, et les naines blanches donc. Willem Luyten semble avoir ??t?? le premier ?? utiliser la naine blanche terme quand il a examin?? cette classe d'??toiles en 1922; le terme a ??t?? popularis?? plus tard par Arthur Stanley Eddington. Malgr?? ces soup??ons, la premi??re naine blanche non-classique n'a pas ??t?? d??finitivement identifi?? jusqu'?? ce que les ann??es 1930. 18 naines blanches avaient ??t?? d??couverts par ^{1939., p. 3} Luyten et d'autres ont continu?? ?? chercher des naines blanches dans les ann??es 1940. En 1950, plus d'une centaine ont ??t?? connus, et en 1999, plus de 2000 ont ??t?? connus. Depuis lors, le Sloan Digital Sky Survey a trouv?? 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

S??quence principale
(??nains??)

Sous-g??antes

Giants

G??ants lumineux

Superg??antes

Hypergiants

absolu

pleur

tude

(M _V)

Bien que les naines blanches sont connues avec des masses estim??es aussi bas que 0,17 et aussi ??lev??es que 1,33 masses solaires, la distribution de masse est fortement atteint un sommet de 0,6 masse solaire, et le mensonge de la majorit?? entre 0,5 ?? 0,7 masse solaire. Les rayons estim??e de naines blanches observ??es, cependant, sont g??n??ralement 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 ?? celle du soleil dans un volume qui est g??n??ralement un million de fois plus petit que celui du Soleil; la densit?? moyenne de la mati??re dans une naine blanche doit donc, tr??s grossi??rement, 1000000 fois sup??rieure ?? la densit?? moyenne du Soleil, soit environ 10 ⁶ grammes (1 tonne) par centim??tre cube. Les naines blanches sont compos??es de l'une des formes les plus denses de la mati??re connue, d??pass?? seulement par d'autres ??toiles compacts comme les ??toiles ?? neutrons, trous noirs et, hypoth??tiquement, ??toiles Quark.

Les naines blanches sont av??r??s extr??mement dense peu apr??s leur d??couverte. Si une ??toile est dans un binaire syst??me, comme ce est le cas pour Sirius B et 40 Eridani B, il est possible d'estimer sa masse ?? partir d'observations de l'orbite binaire. Cela a ??t?? 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 luminosit?? d'une ??toile peut ??tre estim??e ?? partir de son temp??rature de surface efficace, et donc de son spectre. Si la distance de l'??toile est connue, sa luminosit?? globale peut ??galement ??tre estim??e. La comparaison des deux chiffres donne le rayon de l'??toile. Raisonnement de ce type a conduit ?? la r??alisation, d??routante pour les astronomes de l'??poque, que Sirius B et 40 Eridani B doivent ??tre tr??s dense. Par exemple, lorsque Ernst ??pik estim?? la densit?? d'un certain nombre d'??toiles binaires visuels en 1916, il a constat?? que 40 Eridani B avait une densit?? de plus de 25 000 fois le Sun de l ', qui ??tait si haut qu'il a appel?? "impossible". Comme Arthur Stanley Eddington mis plus tard en ^{1927:, p. 50}

Nous apprenons sur les ??toiles par recevoir et interpr??ter les messages qui leur lumi??re nous apporte. Le message du Compagnon de Sirius quand il a ??t?? d??cod?? couru: ??Je suis compos?? de mat??riel 3000 fois plus dense que tout ce que vous avez jamais rencontr??; une tonne de mon mat??riel serait une petite p??pite que vous pourriez mettre dans une bo??te d'allumettes." Quelle r??ponse peut-on apporter ?? un tel message? La r??ponse que la plupart d'entre nous ont fait en 1914 ??tait- "Tais-toi. Ne dis pas de b??tises."

Comme Eddington a fait remarquer en 1924, les densit??s de cet ordre implicite que, selon la th??orie de la relativit?? g??n??rale , la lumi??re de Sirius B devrait ??tre gravitationnellement d??cal??e vers le rouge. Cela a ??t?? confirm?? lors Adams mesur?? ce redshift en 1925.

Ces densit??s sont possibles parce que le mat??riel ne est pas naine blanche compos??e d' atomes li??s par des liaisons chimiques , mais plut??t se compose d'un plasma de non li??s noyaux et ??lectrons . Il n'y a donc aucun obstacle ?? la mise noyaux proches les uns des autres que orbitales-les ??lectrons r??gions occup??es par des ??lectrons li??s ?? un atome-lui permettrait normalement. Eddington, cependant, se est demand?? ce qui se passerait si ce plasma refroidi et l'??nergie qui a gard?? les atomes ionis??s ne ??tait plus pr??sent. Ce paradoxe a ??t?? r??solu par RH Fowler en 1926 par une application des nouvelles con??ues m??canique quantique . Comme les ??lectrons ob??issent ?? la Principe d'exclusion de Pauli, pas deux ??lectrons peut occuper la m??me ??tat, et ils doivent ob??ir Statistique de Fermi-Dirac, ??galement introduites en 1926 afin de d??terminer la distribution statistique des particules qui satisfont le principe d'exclusion de Pauli. A temp??rature nulle, donc, les ??lectrons ne pouvaient pas occuper toute la plus basse ??nergie, ou niveau z??ro; certains d'entre eux avaient d'occuper ??tats d'??nergie sup??rieure, formant une bande de ??tats d'??nergie plus bas disponibles, le Mer de Fermi. Cet ??tat des ??lectrons, appel?? d??g??n??r??, signifiait qu'une naine blanche pourrait refroidir ?? la temp??rature z??ro et poss??dent encore haute ??nergie. Une autre mani??re de d??river ce r??sultat consiste ?? utiliser le principe d'incertitude: la forte densit?? des ??lectrons dans une naine blanche signifie que leurs positions sont relativement localis??s, cr??ant une incertitude correspondante dans leur moments. Cela signifie que certains ??lectrons doivent avoir une forte dynamique et l'??nergie cin??tique donc ??lev??.

Compression d'une naine blanche va augmenter le nombre d'??lectrons dans un volume donn??. Appliquer soit le principe d'exclusion de Pauli ou le principe d'incertitude, nous pouvons voir que cela va augmenter l'??nergie cin??tique des ??lectrons, causant la pression. Cette pression de d??g??n??rescence ??lectronique est ce qui soutient une naine blanche contre effondrement gravitationnel. Elle ne d??pend que de la densit?? et de pas de la temp??rature. Mati??re d??g??n??r??e est relativement compressible; cela signifie que la densit?? d'une naine blanche haute densit?? est beaucoup plus grande que celle d'un nain de faible masse blanche que le rayon d'une naine blanche diminue ?? mesure que sa masse augmente .

L'existence d'une limitation de masse qui ne peut pas d??passer naine blanche est une autre cons??quence d'??tre pris en charge par pression de d??g??n??rescence d'??lectrons. Ces masses ont d'abord ??t?? publi??s en 1929 par Wilhelm Anderson et en 1930 par Edmund C. Stoner. La valeur moderne de la limite a ??t?? publi??e en 1931 par Subrahmanyan Chandrasekhar dans son article "La masse maximale du Id??al Naines blanches". Pour une naine blanche non tournant, il est ??gal ?? environ 5,7 / μ _e ² masses solaires, o?? μ _e est la masse mol??culaire moyenne par ??lectron de ^{l'??toile., ??q. (63)} Comme le qui composent principalement une naine blanche carbone-oxyg??ne ont tous deux carbone 12 et d'oxyg??ne 16- num??ro atomique ??gal ?? la moiti?? de leur poids atomique, on devrait prendre _e μ ??gal ?? 2 pour une telle ??toile, conduisant ?? la valeur couramment cit??e de 1,4 masses solaires. (Vers le d??but du 20e si??cle, il y avait des raisons de croire que les ??toiles ??taient compos??s principalement d'??l??ments ^{lourds, p. 955} si, dans son article 1931, Chandrasekhar r??gler le poids mol??culaire moyen par ??lectron, μ _e, ??gal ?? 2,5, donnant une limite de 0,91 masse solaire.) Avec William Fowler, Chandrasekhar a re??u le prix Nobel pour cette et d'autres travaux en 1983. La masse limite est maintenant appel?? le Limite de Chandrasekhar.

Si une naine blanche devait d??passer la limite de Chandrasekhar, et r??actions nucl??aires ne ont pas eu lieu, la pression exerc??e par les ??lectrons ne serait plus en mesure d'??quilibrer la force de gravit?? , et il se effondrerait dans un objet plus dense comme un ??toile ?? neutrons ou un trou noir . Cependant, le carbone-oxyg??ne naines blanches accr??tion de masse d'une ??toile voisine subissent une r??action de fusion nucl??aire emballement, ce qui conduit ?? un Supernova de type Ia explosion dans laquelle la naine blanche est d??truite, juste avant d'atteindre la masse limite.

Les naines blanches ont une faible luminosit?? et donc occupent une bande au fond de la Diagramme de Hertzsprung-Russell, un graphique de luminosit?? stellaire contre la couleur (ou temp??rature). Ils ne doivent pas ??tre confondus avec des objets de faible luminosit??, ?? la fin de faible masse de la s??quence principale, tels que le l'hydrog??ne - fusion naines rouges , dont les noyaux sont pris en charge en partie par la pression thermique, ou de la temp??rature inf??rieure m??me naines brunes.

Relation masse-rayon et la masse limite

Il est simple ?? ??tablir une relation approximative entre la masse et de rayons de naines blanches en utilisant un argument de minimisation d'??nergie. L'??nergie de la naine blanche peut ??tre approch??e en le prenant ?? la somme de sa pesanteur ??nergie potentielle et l'??nergie cin??tique . L'??nergie potentielle gravitationnelle d'un morceau de naine blanche, E _g unit?? de masse, sera de l'ordre de - GM / R, o?? G est le constante gravitationnelle, M est la masse de la naine blanche, et R est son rayon. L'??nergie cin??tique de l'unit?? de masse, E _k, viendra principalement du mouvement des ??lectrons, de sorte qu'il sera d'environ N p ^2/2 m, o?? p est la dynamique moyenne des ??lectrons, m est la masse de l'??lectron, et N est le nombre d'??lectrons par unit?? de masse. Comme les ??lectrons sont d??g??n??r??e, nous pouvons estimer p pour ??tre de l'ordre de l'incertitude dans l'??lan, Δ p, donn??e par le principe d'incertitude, qui dit que Δ p Δ x est de l'ordre de la r??duction La constante de Planck, h. Δ x sera de l'ordre de la distance moyenne entre les ??lectrons, qui sera d'environ ^-1/3 n, ce est ?? dire, l'inverse de la racine cubique de la densit?? en nombre, n, des ??lectrons par unit?? de volume. Comme il ya N M ??lectrons 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 r??solution de l'??nergie cin??tique par unit?? de masse, E _k, nous constatons que

La naine blanche sera ?? l'??quilibre lorsque son ??nergie totale, E + E _{g k,} est minimis??. ?? ce stade, les ??nergies cin??tiques et potentielles gravitationnelles devraient ??tre comparables, afin que nous puissions ??tablir une relation masse-rayon rugueuse en assimilant leurs grandeurs:

R??soudre ce pour le rayon, R, donne

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

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

Depuis cette analyse utilise le non-relativiste formule p ^2/2 m pour l'??nergie cin??tique, il est non-relativiste. Si nous voulons analyser la situation o?? la vitesse de l'??lectron dans une naine blanche est proche de la vitesse de la lumi??re , c, nous devrions remplacer p ^2/2 m par l'extr??me relativiste rapprochement p c de l'??nergie cin??tique. Avec cette substitution, nous trouvons

Si l'on comparer cela ?? l'amplitude de E _g, on trouve que R retombe et la masse, M, est forc?? d'??tre

Pour interpr??ter ce r??sultat, observer que nous ajoutons de masse ?? une naine blanche, son rayon diminue, de sorte que, par le principe d'incertitude, l'??lan, et donc la vitesse, de ses ??lectrons vont augmenter. Comme cette vitesse approche c, l'analyse relativiste extr??me devient plus exacte, ce qui signifie que la masse M de la naine blanche doit approcher M _limite. Par cons??quent, aucune naine blanche peut ??tre plus lourd que la masse M _limite limitant.

Rayon rapport de masse pour une naine blanche mod??le

Pour un calcul plus pr??cis de la relation masse-rayon et en limitant la masse d'une naine blanche, il faut calculer la ??quation d'??tat qui d??crit la relation entre la densit?? et de la pression dans le mat??riau naine blanche. Si la masse volumique et de la pression sont tous deux fix??s ??gaux ?? fonctions du rayon ?? partir du centre de l'??toile, le syst??me d'??quations compos?? de la ??quation hydrostatique avec l'??quation d'??tat peut alors ??tre r??solu de trouver la structure de la naine blanche ?? l'??quilibre. Dans le cas non relativiste, nous allons toujours trouver que le rayon est inversement proportionnelle ?? la racine cubique de la ^{masse., ??q. (80)} corrections relativistes seront alt??rer le r??sultat de telle sorte que le rayon devient nulle ?? une valeur finie de la masse. Ce est la valeur limite de la masse-disant Limite de Chandrasekhar -?? laquelle la naine blanche ne peut plus ??tre pris en charge par la pression de d??g??n??rescence ??lectronique. Le graphique de droite montre le r??sultat d'un tel calcul. Il montre comment rayon varie avec la masse pour les non-relativiste (courbe verte) et relativistes (courbe rouge) mod??les d'une naine blanche. Les deux mod??les traitent la naine blanche comme un rhume Gaz de Fermi en ??quilibre hydrostatique. Le poids mol??culaire moyen par ??lectron, μ _e, a ??t?? mis ??gal ?? 2. Rayon est mesur??e 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'??quation d'??quilibre hydrostatique doit ??tre modifi?? pour tenir compte de la pseudo-force centrifuge r??sultant de travailler dans un cadre tournant. Pour une naine blanche en rotation uniforme, le limitant seulement l??g??rement augmentation de la masse. Toutefois, si l'??toile peut tourner de mani??re non uniforme, et viscosit?? est n??glig??e, alors, comme l'a soulign?? Fred Hoyle en 1947, il ne ya aucune limite ?? la masse pour lesquels il est possible pour une naine blanche mod??le soit en ??quilibre statique. Pas toutes ces ??toiles de mod??les, cependant, sera dynamiquement stable.

Rayonnement et le refroidissement

Le rayonnement visible ??mis par les naines blanches varie sur une large gamme de couleurs, de la couleur bleu-blanc d'un type O principale ??toile de la s??quence vers le rouge d'un M de type naine rouge . Naine blanche les temp??ratures de surface efficaces se ??tendent ?? partir de plus de 150 000 K ?? 4000 K. sous Conform??ment ?? la Loi de Stefan-Boltzmann, luminosit?? augmente avec la temp??rature de surface; cette gamme de temp??rature de surface correspond ?? une luminosit?? de plus de 100 fois celle du Soleil ?? moins de 1 / 10.000??me celle du Soleil de. Naines blanches chaudes, avec des temp??ratures de surface de plus de 30 000 K, ont ??t?? observ??s ?? ??tre des sources de douce (ce est ?? dire, d'??nergie inf??rieure) Les rayons X. Cela permet ?? la composition et la structure de leurs atmosph??res ??tre ??tudi?? par douce X-ray et observations ultraviolets extr??mes.

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

?? moins que la naine blanche accumule la mati??re d'une ??toile compagnon ou une autre source, ce rayonnement provient de sa chaleur stock??e, qui ne est pas r??approvisionn??. Les naines blanches ont une tr??s petite surface ?? rayonner cette chaleur ?? partir, afin qu'ils restent chauds pendant longtemps. En naine blanche se refroidit, sa temp??rature de surface diminue, le rayonnement qu'elle ??met rougit, et sa luminosit?? diminue. Depuis la naine blanche n'a pas de puits d'??nergie autres que les rayonnements, il se ensuit que son refroidissement ralentit avec le temps. Bergeron, Ruiz, et Leggett, par exemple, estimer que, apr??s un carbone nain blanc de 0,59 masse solaire avec un hydrog??ne atmosph??re est refroidi ?? une temp??rature de surface de 7140 K, en prenant environ 1,5 milliards d'ann??es, refroidissement ?? environ 500 plus kelvins ?? 6590 K prend l'ordre de 0,3 milliards d'ann??es, mais les deux prochaines ??tapes de l'ordre de 500 kelvins (?? 6030 K et 5550 K) de prendre 0,4 puis 1,1 milliard premi??res ^{ann??es., tableau 2.} Bien que mat??riau naine blanche est initialement taux plasmatique fluide -a compos?? de noyaux et ??lectrons -C'??tait th??oriquement pr??dit dans les ann??es 1960 que, ?? un stade avanc?? de refroidissement, il se doit cristalliser, ?? partir du centre de l'??toile. La structure cristalline est consid??r??e comme un corps-r??seau cubique centr??. En 1995, il a ??t?? soulign?? que observations asteroseismological de naines blanches pulsantes ont donn?? un test potentiel de la th??orie de cristallisation, et en 2004, Travis Metcalfe et une ??quipe de chercheurs de la Centre Harvard-Smithsonian pour l'astrophysique estim??, sur la base de ces observations, que 90% environ de la masse de BPM 37093 avait cristallis??. Autres travaux donne une fraction de masse cristallis??e entre 32% et 82%.

La plupart des naines blanches observ??es ont des temp??ratures de surface relativement ??lev??s, entre 8000 K et 40 000 K. Une naine blanche, cependant, d??pense plus de sa dur??e de vie ?? des temp??ratures plus froides que les temp??ratures 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 s??lection que les plus chauds naines blanches, plus lumineuses sont plus faciles ?? observer, nous ne trouvons que la diminution de la plage de temp??rature a examin?? les r??sultats ?? trouver nains plus blanches. Cette tendance se arr??te lorsque nous atteignons naines blanches tr??s fra??ches; quelques naines blanches sont observ??es avec des temp??ratures de surface ci-dessous 4000 K, et l'un des plus cool jusqu'?? pr??sent observ??, WD 0346 + 246, a une temp??rature d'environ 3900 K. de surface La raison en est que, comme l'??ge de l'Univers est fini, il n'y a pas eu le temps de naines blanches refroidissent dessous de cette temp??rature. Le blanc fonction de luminosit?? nain peut donc ??tre utilis??e pour trouver le temps quand les ??toiles ont commenc?? ?? se former dans une r??gion; une estimation de l'??ge de la Disque galactique trouv?? de cette mani??re est de 8 milliards d'ann??es.

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

Atmosph??re et spectres

Bien que la plupart des naines blanches sont pens??s pour ??tre compos?? de carbone et de l'oxyg??ne, la spectroscopie montre g??n??ralement que leur lumi??re ??mise provient d'une atmosph??re qui est observ?? pour ??tre soit l'hydrog??ne -dominated ou l'h??lium -dominated. L'??l??ment dominant est habituellement d'au moins 1 000 fois plus abondant que tous les autres ??l??ments. Comme expliqu?? par Schatzman dans les ann??es 1940, la forte gravit?? de surface est pens?? pour provoquer cette puret?? en s??parant gravitationnellement l'atmosph??re afin que les ??l??ments lourds sont sur le fond et les plus l??gers sur le ^{dessus., ??5-6} Cette atmosph??re, la seule partie de la naine blanche visible pour nous, est pens?? pour ??tre la partie sup??rieure d'une enveloppe qui est un r??sidu de l'enveloppe de l'??toile dans le La phase AGB et peut ??galement renfermer des mati??res accr??tion de la milieu interstellaire. L'enveloppe est cens?? constitu??e d'une couche riche en h??lium avec une masse pas plus de 1 / 100e de la masse totale de l'??toile, qui, si l'atmosph??re est de l'hydrog??ne-domin??e, est recouverte par une couche riche en hydrog??ne avec une masse d'environ 1/10000 e des ??toiles dont la masse ^{totale., ??4-5.}

Bien que mince, ces couches externes d??terminent l'??volution thermique de la naine blanche. Les d??g??n??r??s ??lectrons 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 temp??rature de surface entre 8000 K et 16 000 K aura une temp??rature de base comprise entre environ 5000000 K et 20.000.000 K. La naine blanche est gard?? de refroidissement tr??s rapidement que par l'opacit?? de ses couches externes ?? rayonnement.

La premi??re tentative de classer les spectres naine blanche semble avoir ??t?? par GP Kuiper en 1941, et de divers syst??mes de classification ont ??t?? propos??s et utilis??s depuis. Le syst??me actuellement en usage a ??t?? introduite par Edward M. Sion et ses co-auteurs en 1983 et a ??t?? r??vis?? ?? plusieurs reprises. Il classifie un spectre par un symbole qui est constitu?? d'une premi??re D, une lettre d??crivant la caract??ristique du spectre primaire suivie par une s??quence de lettres en option d??crivant les caract??ristiques secondaires du spectre (comme indiqu?? dans le tableau ci-contre), et ?? une temp??rature indice, calcul?? en divisant 50 400 K par le temp??rature efficace. Par exemple:

• Une naine blanche avec seulement He I lignes dans son spectre et une temp??rature effective de 15 000 K pourraient ??tre donn??s la classification des DB3, ou, si cela est justifi?? par la pr??cision de la mesure de temp??rature, DB3.5.
• Une naine blanche avec un polaris??e champ magn??tique, une temp??rature effective de 17 000 K, et un spectre domin?? par He I lignes qui ont ??galement hydrog??ne caract??ristiques pourraient ??tre donn??s la classification des DBAP3.

Les symboles? et: peuvent ??galement ??tre utilis??s si la classification correcte est incertain.

Les naines blanches dont le principal est la classification spectrale DA ont atmosph??res d'hydrog??ne-domin??. Ils constituent la majorit?? (environ les trois quarts) de tous les naines blanches observ??es. Le reste inclassable (DB, DC, DO, DZ, et DQ) ont atmosph??res d'h??lium-domin??. En supposant que le carbone et les m??taux ne sont pas pr??sents, ce qui est consid??r?? classification spectrale d??pend de la temp??rature efficace. Entre environ 100 000 K ?? 45 000 K, le spectre sera class?? DO, domin??e par l'h??lium ionis??. De 30 000 K ?? 12 000 K, le spectre sera DB, montrant des lignes d'h??lium neutre, et en dessous de 12 000 K, le spectre sera monotone et class?? ^{DC., ?? 2.4} La raison de l'absence de naines blanches avec des atmosph??res d'h??lium-domin?? et temp??ratures efficaces entre 30 000 K et 45 000 K, appel??s l'??cart DB, ne est pas clair. Il est soup??onn?? d'??tre d?? ?? des processus ??volutifs atmosph??riques, tels que la s??paration gravitationnelle et le m??lange convectif concurrence.

Champ magn??tique

Les champs magn??tiques dans les naines blanches avec une r??sistance ?? la surface de ~ 1000000 gauss (100 teslas) ont ??t?? pr??dit par PMS Blackett en 1947 ?? la suite d'une loi physique qu'il avait propos??, qui a d??clar?? que, d'un corps en rotation non charg??e devrait g??n??rer un champ magn??tique proportionnelle ?? son moment angulaire . Cette loi putative, parfois appel?? le Effet Blackett, n'a jamais ??t?? g??n??ralement admis, et par les ann??es 1950, m??me Blackett a estim?? qu'il avait ??t?? ^{r??fut??e., Pp. 39-43} Dans les ann??es 1960, il a ??t?? propos?? que les naines blanches pourraient avoir des champs magn??tiques ?? cause de la conservation de la surface totale flux magn??tique cours de l'??volution d'une ??toile non d??g??n??r?? ?? une naine blanche. Un champ magn??tique de surface de ~ 100 gauss (0,01 T) dans l'??toile prog??nitrice deviendrait ainsi un champ magn??tique de surface de ~ 100 ?? 100 ² = 1000000 gauss (100 T) une fois le rayon de l'??toile ont diminu?? par un facteur de ^{100., ??8;, p. 484} La premi??re naine blanche magn??tique pour ??tre observ?? a ??t?? GJ 742, qui a ??t?? d??tect??e pour avoir un champ magn??tique en 1970 par son ??mission de la lumi??re polaris??e circulairement. Il est pens?? pour avoir un champ d'environ 300 millions de gauss (30 kT) de ^{surface., ??8} Depuis champs magn??tiques ont ??t?? d??couverts dans plus de 100 naines blanches, allant de 2 ?? ¹⁰ mars ?? 10 septembre gauss (0,2 T ?? 100 kT). Seul un petit nombre de naines blanches ont ??t?? examin??s pour les champs, et il a ??t?? estim?? qu'au moins 10% des naines blanches ont des champs d??passant 1.000.000 gauss (100 T).

Variabilit??

Les premiers calculs ont sugg??r?? qu'il pourrait y avoir des naines blanches dont luminosit?? vari?? avec une p??riode d'environ 10 secondes, mais les recherches dans les ann??es 1960 ne ont pas respect?? ^{ce, ?? 7.1.1;.} La premi??re naine blanche a ??t?? trouv?? variables HL Tau 76; en 1965 et 1966, Arlo U. Landolt observ??e avec elle pour faire varier une p??riode d'environ 12,5 minutes. La raison de cette p??riode ??tant plus longue que pr??vue est que la variabilit?? de HL Tau 76, comme celle des autres pulsations naines blanches variables connus, r??sulte de la non-radial . pulsations d'ondes de ^{gravit??, ?? 7.} Les types connus de naine blanche pulsation comprennent le DAV ou ZZ Ceti, ??toiles, y compris HL Tau 76, avec des atmosph??res d'hydrog??ne-domin?? et le type spectral ^{DA;., pp 891, 895} DBV ou V777 Son, ??toiles, avec des atmosph??res d'h??lium-domin?? et le type spectral ^{DB;, p. 3525} et GW Vir ??toiles (parfois subdivis??s en DOV et PNNV ??toiles), avec des atmosph??res domin??es par de l'h??lium, le carbone et ^{l'oxyg??ne, ??1.1, 1.2;., ?? 1} GW Vir ??toiles ne sont pas, ?? proprement parler, naines blanches, mais ^sont. ??toiles qui sont dans une position sur le Diagramme de Hertzsprung-Russell entre le Branche g??ante asymptotique et la r??gion naine blanche. Ils peuvent ??tre appel??s nains ^{pr??-blancs, ?? 1.1;.} Ces variables pr??sentent tous petits (1% -30%) des variations de la production de lumi??re, r??sultant d'une superposition de modes de vibration avec des p??riodes de centaines de milliers de secondes. L'observation de ces variations permet asteroseismological preuves sur les int??rieurs de naines blanches.

Formation

Les naines blanches sont pens??s pour repr??senter le point de fin l'??volution stellaire pour la s??quence principale vedette avec des masses d'environ 0,07 ?? 10 masses solaires. La composition de la naine blanche produite sera diff??rent en fonction de la masse initiale de l'??toile.

??toiles de tr??s faible masse

Si la masse d'une ??toile de la s??quence principale est inf??rieure ?? environ un demi masse solaire, il ne deviendra jamais assez chaud pour faire fondre l'h??lium ?? sa base. On pense que, sur une dur??e de vie d??passant l'??ge (~ 13,7 milliards ann??es) de l'Univers, une telle ??toile finira par br??ler tout son hydrog??ne et terminer son ??volution comme une naine blanche compos??e essentiellement d'h??lium de h??lium-4 noyaux. En raison de la dur??e de ce processus prend, il ne est pas pens?? pour ??tre ?? l'origine de l'h??lium observ?? 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 g??ante 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 ??toile 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.