Naine blanche

Les naines blanches sont des résidus d'étoiles éteintes. C’est l’avant-dernière phase de l'évolution des étoiles dont la masse est comprise entre 0,3 et 1,4 fois celle du Soleil.
La densité d'une naine blanche est très élevée.
Une naine blanche d'environ, une masse solaire a un rayon de l'ordre de celui de la Terre.
La forte densité de la matière fait que les phénomènes quantiques deviennent peu à peu  prépondérants et on dit que la matière est dans un état de dégénérescence. Le diamètre de la naine blanche ne dépend plus de sa température, mais dépend principalement de sa masse. Plus sa masse est élevée, plus son diamètre est faible.
Toutefois, il existe une valeur au-dessus de laquelle une naine blanche ne peut exister, c’est la limite de Chandrasekhar. La masse de Chandrasekhar est la masse maximale que la pression de dégénérescence électronique d'un objet peut supporter sans qu'il y ait d'effondrement gravitationnel. Elle intervient lorsque de la matière s'accumule autour d'un objet fait de matière dégénérée, comme une naine blanche ou un cœur d'étoile massive. Au-delà de cette masse, la pression due aux électrons est insuffisante pour compenser la gravité et l'étoile continue sa contraction jusqu'à devenir une étoile à neutrons.

N. B. : Les corps composés de matière dégénérée sont toujours excessivement massifs et autogravitants, car un confinement considérable est nécessaire pour le maintien de cette matière.
Par exemple, la matière composant la surface d'une naine blanche a une densité de l'ordre d'un million de fois celle de l'eau, à une température de plusieurs centaines de milliers de degrés.

Image : La nébuleuse planétaire NGC désigné 2440, contient l'une des plus chaudes étoiles naines blanches connues. La naine blanche peut être observée comme un point lumineux à proximité du centre de la photo.
Notre Soleil finira par devenir une naine blanche, mais dans 5 milliards d'années.
L'image en fausses couleurs ci-contre a été post-traitée par Forrest Hamilton.
NGC 2440: Cocoon of a New White Dwarf
Credit: H. Bond (STScI), R. Ciardullo (PSU), WFPC2, HST, NASA 

Une étoile est un astre semblable au Soleil, qui brille grâce à des réactions nucléaires qui se produisent en son centre. À l'exception du Soleil, les étoiles apparaissent à l'œil nu sous la forme d'un point brillant, scintillant du fait de la turbulence atmosphérique, sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes du ciel. Toutes les étoiles sont considérablement plus éloignées de la Terre que le Soleil. L'étoile la plus proche, Proxima du Centaure, est située à environ 4 années lumières du Système Solaire, soit près de 250 000 fois plus loin que le Soleil.
La masse d'une étoile est de l'ordre de quelques 10³⁰ kg, et son rayon de l'ordre de quelques millions de kilomètres. La puissance rayonnée par une étoile comme le Soleil est de l'ordre de 10²⁶ watts.
Les étoiles se forment suite à la contraction d'une nébuleuse de gaz et de poussières sous l'effet de la gravité. Si l'échauffement de la matière est suffisant, cela  déclenche le cycle des réactions nucléaires au cœur de la nébuleuse pour former une étoile.
L'énergie dégagée par ces réactions est alors suffisante pour arrêter sa contraction du fait de la pression de radiation ainsi générée.

Le nombre d'étoiles dans l'univers est estimé entre 10²² et 10²³. Le Soleil mis à part, les étoiles sont trop peu brillantes pour être observables en plein jour.

Image : Naissance d'une étoile : image composée à partir des données du télescope à rayon X Chandra (en bleu) et des données du télescope à infrarouge Spitzer (en rouge et orange).
A environ 4000 années-lumière de la Terre se trouve RCW 108, une région de la Voie lactée où la formation d'étoiles est active d'où la présence d'amas de jeunes étoiles en bleu sur l'image.
Celle que l'on voit naitre, en jaune au centre de l'image est profondément ancrée dans un nuage d'hydrogène moléculaire.