vignette| est une naine blanche visible comme un petit point en bas à gauche de , beaucoup plus brillante. Si ce système était observé dans le domaine des rayons X, Sirius B apparaîtrait alors plus brillante que son compagnon du fait que sa surface est significativement plus chaude. Photographie prise le 15 octobre 2003 par le télescope spatial Hubble.

Une naine blanche (sens 2, ASTRON., Subst., Naine blanche) [consulté le 4 septembre 2016]. (consulté le 4 septembre 2016).Entrée (consulté le 4 septembre 2016). est un objet céleste de forte densité, issu de l'évolution d'une étoile de masse modérée (de trois à quatre masses solaires au maximum Falk Herwig, Evolution of Asymptotic Giant Branch Stars, Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 43, 435-479 (2005) lire en ligne (accès restreint).) après la phase où se produisent des réactions thermonucléaires. Cet objet a alors une taille jusqu'à 8 fois moindre, et conserve longtemps une température de surface élevée, d'où son nom de « naine blanche ».

Une naine blanche possède typiquement une masse inférieure quoique comparable à celle du Soleil pour un volume semblable à celui de la Terre. Sa masse volumique est ainsi de l’ordre d’une tonne par centimètre cube, plusieurs dizaines de milliers de fois plus élevée que celle des matériaux observés sur Terre. Sa température de surface, qui peut dépasser au départ , provient de la chaleur emmagasinée par son étoile parente, chaleur dont le transfert thermique est très lent du fait de la faible surface de l'astre. C'est aussi du fait de cette faible surface que, malgré sa température élevée, la luminosité d'une naine blanche reste limitée à une valeur de l’ordre d’un millième de luminosité solaire, et décroît au cours du temps.

Début 2009, le projet dénombre huit naines blanches dans les cent systèmes stellaires les plus proches du Système solaire, mais étant donné la rareté des étoiles de grande masse, elles représentent le destin de 96 % des étoiles de notre galaxie.

Du fait de l'évolution de leur étoile parente (dictée par sa masse), les naines blanches existantes aujourd'hui sont habituellement composées de carbone et d'oxygène. Quand l'étoile parente est suffisamment massive (probablement entre huit et dix masses solaires), il est possible qu'elle donne naissance à une naine blanche sans carbone, mais comprenant du néon et du magnésium en plus de l'oxygène. Il est également possible qu'une naine blanche soit principalement composée d'hélium, si son étoile parente a été sujette à un transfert de matière dans un système binaire. Dans ces deux cas, la naine blanche correspond au cœur mis à nu de l'étoile parente, alors que les couches externes de celle-ci ont été expulsées et ont formé une nébuleuse planétaire. Il n'existe pas de naines blanches issues d'étoiles de moins d'une demi-masse solaire, car la durée de vie de celles-ci est supérieure à l'âge de l'Univers. Ces étoiles-là évolueront selon toute vraisemblance en des naines blanches composées d'hélium.

La structure interne d'une naine blanche est déterminée par l'équilibre entre la gravité et les forces de pression, ici produite par un phénomène de mécanique quantique appelé pression de dégénérescence. Les calculs indiquent que cet équilibre ne peut subsister pour des astres de plus de 1,4 masse solaire (). Il s'agit donc de la masse maximale que peut posséder une naine blanche lors de sa formation ou de son évolution. C'est cette masse maximale qui fixe la masse maximale initiale de huit masses solaires que peut avoir une étoile pour que celle-ci évolue en naine blanche, la différence entre ces deux valeurs correspondant aux pertes de masse subies par l'étoile lors de son évolution. Une naine blanche isolée est un objet d'une très grande stabilité, qui va simplement se refroidir au cours du temps pour, à très long terme, devenir une naine noire. Si par contre une naine blanche possède un compagnon stellaire, elle pourra éventuellement interagir avec ce compagnon, formant ainsi une variable cataclysmique. Elle se manifestera sous différentes formes suivant le processus d'interaction : nova classique, source super molle, nova naine, polaire ou polaire intermédiaire. Ces interactions tendent à faire augmenter la masse de la naine blanche par accrétion. Dans l'éventualité où celle-ci atteint la masse critique de 1,4 (par accrétion voire par collision avec une autre naine blanche), elle achèvera sa vie de façon paroxystique en une gigantesque explosion thermonucléaire appelée supernova de type Ia.

En spectroscopie, les naines blanches forment la de la classification spectrale des étoiles et de leurs résidus. Elles sont réparties entre plusieurs sous-classes en fonction des caractéristiques de leur spectre.

Découvertes La première naine blanche a été découverte dans le système stellaire triple . Celui-ci est visuellement dominé par , une étoile de la séquence principale relativement brillante, à une certaine distance de laquelle orbite un système binaire plus serré composé d'une naine blanche et d'une naine rouge de la séquence principale . La paire et C fut découverte par William Herschel le . ; elle fut à nouveau observée par Friedrich Georg Wilhelm von Struve en 1825 et par Otto Wilhelm von Struve en 1851... En 1910, Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering et Williamina Fleming découvrirent que bien qu'elle fût une étoile faible, était une étoile de type spectral A, ou encore blanche.. En 1939, Russell se remémorait la découverte. :

vignette|Edward Charles Pickering.

Le type spectral de fut officiellement décrit en 1914 par Walter Adams..

Le compagnon de Sirius (), , est découvert ensuite. Dans le courant du , les mesures des positions de certaines étoiles deviennent assez précises pour mesurer de petits changements dans leur position. Friedrich Bessel utilise justement cette précision dans les mesures pour déterminer les modifications des positions des étoiles Sirius et Procyon (). En 1844, il prédit l'existence de compagnons invisibles de ces deux étoiles. :

Bessel estime la période du compagnon de Sirius à un demi-siècle ; C. H. F. Peters calcule son orbite en 1851.. Ce n'est que le qu'Alvan Graham Clark observe une étoile encore jamais vue, proche de Sirius, identifiée ultérieurement comme le compagnon prédit. Walter Adams annonce en 1915 avoir trouvé que le spectre de est similaire à celui de Sirius..

En 1917, Adriaan Van Maanen découvre l'Étoile de van Maanen, une naine blanche isolée.. Ces trois naines blanches, les premières découvertes, sont appelées les « naines blanches classiques ». Finalement, de nombreuses étoiles de faible luminosité sont découvertes avec des mouvements propres élevés, les indiquant comme susceptibles d'être des étoiles à faible luminosité proches de la Terre, et donc des naines blanches. Willem Luyten semble avoir été le premier à utiliser l'expression « naine blanche » lorsqu'il examina cette classe d'étoiles en 1922.....

Malgré ces soupçons, la première naine blanche « non classique » n'est identifiée que dans les années 1930. En 1939, dix-huit naines blanches ont été découvertes. Luyten et d'autres continuent à chercher des naines blanches dans les années 1940. Vers 1950, plus d'une centaine sont connues., et fin 1999, plus de sont répertoriées.. Depuis lors, le Sloan Digital Sky Survey en a trouvé plus de ., mais dont moins de 200 à des distances mesurées avec précision. Le nombre de naines blanches a ensuite explosé grâce à l'observation par le satellite Gaïa de d'étoiles, parmi lesquelles plus de blanches à des distances connues..

Caractéristiques physiques Distribution massique

Température et rayonnement vignette|droite|redresse=1.5|Les naines blanches figurent en bas, à gauche du diagramme de Hertzsprung-Russell.

Les naines blanches ont une faible luminosité. Néanmoins, au moment de leur formation, leur température est extrêmement élevée à cause de l'énergie emmagasinée lors de l'effondrement gravitationnel de l'étoile. Elles peuplent donc à leur formation l'angle inférieur gauche du diagramme de Hertzsprung-Russell, celui des étoiles peu lumineuses mais chaudes, et dérivent vers la droite avec le temps à mesure qu'elles se refroidissent. Le rayonnement visible émis par une naine blanche peut ainsi présenter une grande variété de couleurs, depuis le bleu-blanc d'une étoile de la séquence principale de type O jusqu'au rouge d'une naine rouge de type M.. Les naines blanches froides ne doivent pas être confondues avec les objets de faible luminosité à l'extrémité de la séquence principale où se situent les objets de faible masse, telles les naines rouges en train de fusionner leur hydrogène, et dont le cœur est partiellement supporté par la pression thermique, ou bien les naines brunes, de température encore inférieure ..

La température effective de surface d'une naine blanche peut varier de plus de à moins de , mais elle se situe pour la plupart des naines blanches observées entre et .. Suivant la loi de Stefan-Boltzmann, la luminosité augmente avec la température de surface ; cette gamme de températures de surface correspond à des luminosités s'étageant depuis 100 fois jusqu'à 1/ de fois celle du Soleil. Les naines blanches chaudes, avec des températures de , ont été observées comme sources de rayons X mous, c'est-à-dire de faible énergie. Ceci permet l'étude de la composition et de la structure de leur atmosphère par observation dans les domaines des X mous et de l'ultraviolet lointain..

vignette|redresse=1.5|Comparaison entre la naine blanche IK Pegasi B (au centre), son compagnon de classe A, IK Pegasi A (à gauche) et le Soleil (à droite). Cette naine blanche a une température superficielle de .

Comme l'a expliqué Leon Mestel en 1952, à moins qu'une naine blanche n'accrète de la matière provenant d'une étoile-compagne proche ou d'une autre source, son rayonnement émane de la chaleur stockée, qui n'est pas renouvelée... Les naines blanches rayonnent par une superficie extrêmement faible. Aussi se refroidissent-elles très lentement, demeurant chaudes très longtemps. Au fur et à mesure qu'une naine blanche se refroidit, sa température de surface diminue, le rayonnement émis rougit et sa luminosité décroît. Du fait qu'elle ne dispose d'aucun réservoir d'énergie, il en résulte un ralentissement du refroidissement avec le temps. Bergeron, Ruiz et Leggett, par exemple, font les estimations suivantes pour une naine blanche au carbone de avec une atmosphère d'hydrogène : il lui faut approximativement d'années pour refroidir à , les refroidissements ultérieurs de supplémentaires prendront approximativement , puis 0,4 et d'années..

Il y a peu de naines blanches de température inférieure à . et une des plus froides observées , WD 0346+246, a une température superficielle approximative de .. La raison en est que, comme l'âge de l'Univers est fini., les naines blanches n'ont pas encore disposé d'assez de temps pour refroidir en dessous de cette température. On peut utiliser la fonction de luminosité des naines blanches pour trouver la date de début de formation des étoiles d'une région. La formation du disque galactique est ainsi estimée à 8 milliards d'années..

Une naine blanche finira néanmoins par se refroidir et devenir une naine noire ne rayonnant plus, en équilibre thermique approximatif avec son entourage, et avec le rayonnement du fond diffus cosmologique. Cependant, il n’existerait pas encore de naine noire. En première approximation, et en particulier en négligeant l'effet d'écran dû à l'atmosphère, si la naine blanche a une température uniforme, d'après la loi de Stefan-Boltzmann, sa température diminue comme l'inverse de la racine cubique du temps. Si les plus vieilles naines blanches de notre galaxie (8 milliards d'années) ont une température de , celles dont l'origine daterait du début du Big Bang (13,5 milliards d'années) ne feraient pas moins que .

Atmosphère et spectre