Voir la source de Naine blanche

{{En-tête label|AdQ|année=2010}}
{{Confusion|texte=Ne pas confondre avec [[Étoile blanche de la séquence principale]]}}
[[Fichier:Sirius A and B Hubble photo.jpg|vignette|{{nobr|[[Sirius]] B}} est une naine blanche visible comme un petit point en bas à gauche de {{nobr|Sirius A}}, 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 [[Hubble (télescope spatial)|télescope spatial Hubble]].]]

Une '''naine blanche'''<ref>{{Académie|nain|édition=9}} (sens 2, ''ASTRON.'', ''Subst.'', ''Naine blanche'') [consulté le 4 septembre 2016].</ref>{{,}}<ref>{{CNRTL|nain|{{II}}, C, ''ASTRON.'', ''Naine blanche''}} (consulté le 4 septembre 2016).</ref>{{,}}<ref>Entrée {{lien web |langue=fr |titre=Naine blanche |url=http://www.larousse.fr/dictionnaires/francais/naine/53714/locution?q=naine#157706 |site=Dictionnaire de français en ligne |éditeur=[[Éditions Larousse|Larousse]]|brisé le = 2023-11-26}} (consulté le 4 septembre 2016).</ref> est un [[objet céleste]] de forte densité, issu de l'évolution d'une [[étoile]] de masse modérée (de trois à quatre [[masse solaire|masses solaires]] au maximum<ref>{{en}} Falk Herwig, ''Evolution of Asymptotic Giant Branch Stars'', ''[[Annual Review of Astronomy & Astrophysics]]'', '''43''', 435-479 (2005) [http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/2005ARA%26A..43..435H lire en ligne (accès restreint)].</ref>) après la [[évolution stellaire|phase]] où se produisent des [[réaction nucléaire|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 (unité)|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 {{unité|100000|[[kelvin]]s}}, 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<ref name="osln" />. 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.<!-- La luminosité inhabituellement basse des naines blanches a été reconnue pour la première fois en 1910 par [[Henry Norris Russell]], [[Edward Charles Pickering]] et [[Williamina Fleming]]<ref name="schatzman" />. [[Willem Luyten]] leur donna leur dénomination en 1922<ref name="holberg" />.-->

Début 2009, le projet {{langue|en|[[Research Consortium on Nearby Stars]]}} dénombre huit naines blanches dans les cent [[Système stellaire|systèmes stellaires]] les plus proches du [[Système solaire]]<ref name="TOD07"/>, mais étant donné la rareté des étoiles de grande masse, elles représentent le destin de 96 % des étoiles de [[Voie lactée|notre galaxie]]<ref name="cosmochronology" />.

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<ref name="oxne"/>. Il est également possible qu'une naine blanche soit principalement composée d'[[hélium]]<ref name="apj606_L147"/>{{,}}<ref name="he2"/>, si son étoile parente a été sujette à un transfert de matière dans un [[Étoile binaire|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<ref name="LAU97" />.

La structure interne d'une naine blanche est déterminée par l'équilibre entre la [[pesanteur|gravité]] et les [[force de pression|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 (<math>M_{\odot}</math>). 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 (variable cataclysmique)|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 <math>M_{\odot}</math> (par accrétion voire par collision avec une autre naine blanche), elle achèvera sa vie de façon paroxystique en une gigantesque [[explosion]] [[réaction nucléaire|thermonucléaire]] appelée [[#Supernova de type Ia|supernova de type Ia]]<ref name="osln"/>{{,}}<ref name="rln" />.

En [[Spectroscopie astronomique|spectroscopie]], les naines blanches forment la {{nobr|classe D}} de la [[Type spectral|classification spectrale]] des étoiles et de leurs résidus. Elles sont réparties entre plusieurs sous-classes {{incise|DA<ref>{{EDAA|id=DA+white+dwarf |nom en=DA white dwarf|nom fr=naine blanche DA}}</ref>, DB<ref>{{EDAA|id=DB+white+dwarf |nom en=DB white dwarf|nom fr=naine blanche DB}}</ref>, DC<ref>{{EDAA|id=DC+white+dwarf |nom en=DC white dwarf|nom fr=naine blanche DC}}</ref>, DO<ref>{{EDAA|id=DO+white+dwarf |nom en=DO white dwarf|nom fr=naine blanche DO}}</ref>, DQ<ref>{{EDAA|id=DQ+white+dwarf |nom en=DQ white dwarf|nom fr=naine blanche DQ}}</ref> et DZ<ref>{{EDAA|id=DZ+white+dwarf |nom en=DZ white dwarf|nom fr=naine blanche DZ}}</ref>}} en fonction des caractéristiques de leur spectre.

== Découvertes ==
La première naine blanche a été découverte dans le [[système stellaire#Triple|système stellaire triple]] {{nobr|[[40 Eridani]]}}. Celui-ci est visuellement dominé par {{nobr|40 Eridani A}}, 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 {{nobr|40 Eridani B}} et d'une [[naine rouge]] de la séquence principale {{nobr|40 Eridani C}}. La paire {{nobr|40 Eridani B}} et C fut découverte par [[William Herschel]] le {{date-|31 janvier 1783}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 =William | nom1 =Herschel | titre = Catalogue of Double Stars | périodique = Philosophical Transactions of the Royal Society of London |lien périodique = Philosophical Transactions of the Royal Society | volume = 75| pages =40–126 | année = 1785 | url texte =http://links.jstor.org/sici?sici=0261-0523(1785)75%3C40%3ACODSBW%3E2.0.CO%3B2-P| consulté le = 2 octobre 2009}}.</ref> ; elle fut à nouveau observée par [[Friedrich Georg Wilhelm von Struve]] en 1825 et par [[Otto Wilhelm von Struve]] en 1851<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = W. H.| nom1 =van den Bos | lien auteur1 = Willem Hendrik van den Bos | titre = The orbit and the masses of 40 Eridani BC | périodique = Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands |lien périodique = Astronomy and Astrophysics| volume = 3| numéro =98 | pages = 128–132| mois =juillet | année = 1926 | url texte =http://adsabs.harvard.edu/abs/1926BAN.....3..128V | consulté le = 2 octobre 2009}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = W. D.| nom1 =Heintz | titre = Astrometric study of four visual binaries | périodique = [[The Astronomical Journal]] | volume = 79| numéro = 7| pages =819–825| éditeur = [[université de Chicago]] | mois =juillet | année = 1974 | url texte =http://adsabs.harvard.edu/abs/1974AJ.....79..819H | consulté le =2 octobre 2009}}.</ref>. En 1910, [[Henry Norris Russell]], [[Edward Charles Pickering]] et [[Williamina Fleming]] découvrirent que bien qu'elle fût une étoile faible, {{nobr|40 Eridani B}} était une étoile de [[type spectral]] A, ou encore blanche<ref name="holberg">{{Article | langue =en | prénom1 =J. B. | nom1=Holberg | titre = How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs | périodique = Bulletin of the American Astronomical Society |lien périodique=Bulletin of the American Astronomical Society | volume = 37| pages =1503 | éditeur = American Astronomical Society Meeting 207| mois = décembre| année = 2005 | résumé = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AAS...20720501H | consulté le = 2 octobre 2009}}.</ref>. En 1939, Russell se remémorait la découverte<ref name="schatzman">{{Ouvrage |langue=en |prénom1=Évry |nom1=Schatzman |lien auteur1=Évry Schatzman |titre=White Dwarfs |lieu=Amsterdam |éditeur=North-Holland |année=1958 }}.</ref> :

[[Fichier:Edward Charles Pickering.jpg|vignette|Edward Charles Pickering.]]

{{citation bloc|J'étais en visite chez mon ami et généreux bienfaiteur, le Professeur Edward C. Pickering. Avec sa gentillesse caractéristique, il s'était porté volontaire pour observer les spectres de toutes les étoiles, y compris les étoiles de référence, qui avaient été observées dans les études de parallaxe stellaire que Hinks et moi avions faites à Cambridge, et je discutais. Ce travail de routine apparente s'avéra très fructueux : il mena à la découverte que toutes les étoiles de très faible magnitude absolue étaient de type spectral M. En discutant ce sujet (comme je m'en souviens), j'interrogeais Pickering sur certaines autres étoiles faibles, qui ne figuraient pas sur ma liste, en mentionnant en particulier {{nobr|40 Eridani B}}. À sa manière caractéristique, il transmit une note au bureau de l'Observatoire, et avant peu, la réponse revint (je crois de Mme Fleming) que le spectre de cette étoile était de type A. J'en savais assez, même en ces temps paléozoïques, pour réaliser instantanément qu'il y avait une incohérence extrême entre ce que nous aurions alors pu appeler des valeurs « possibles » de la brillance superficielle et de la densité. J'ai dû montrer que je n'étais pas seulement perplexe mais déçu de cette exception à ce qui paraissait une règle assez élégante de caractérisation stellaire ; mais Pickering me sourit, et dit : « Ce sont justement ces exceptions qui procurent des avancées de notre connaissance », et ainsi, les naines blanches entrèrent dans le royaume des études !}}

Le [[type spectral]] de {{nobr|40 Eridani}} fut officiellement décrit en 1914 par [[Walter Sydney Adams|Walter Adams]]<ref>{{Article | langue =en | prénom1 =Walter S. | nom1 =Adams | titre = An A-Type Star of Very Low Luminosity | périodique = Publications of the Astronomical Society of the Pacific |lien périodique =Bulletin of the American Astronomical Society| volume = 26| numéro = 155| pages = 198| mois = octobre| année = 1914 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1914PASP...26..198A | consulté le = 2 octobre 2009}}.</ref>.

Le compagnon de Sirius ({{nobr|α Canis Majoris}}), {{nobr|[[Alpha Canis Majoris|Sirius B]]}}, est découvert ensuite. Dans le courant du {{s-|XIX|e}}, les mesures des positions de certaines étoiles deviennent assez précises pour mesurer de petits changements dans leur position. [[Friedrich Wilhelm Bessel|Friedrich Bessel]] utilise justement cette précision dans les mesures pour déterminer les modifications des positions des étoiles Sirius et Procyon ({{nobr|[[Alpha Canis Minoris|α Canis Minoris]]}}). En 1844, il prédit l'existence de compagnons invisibles de ces deux étoiles<ref name="fwbessel">{{Article | langue =en | prénom1 =F. W. | nom1 =Bessel | titre = On the Variations of the Proper Motions of ''Procyon'' and ''Sirius'' | périodique = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]], communiqué par J. F. W. Herschel | volume =6| pages = 136–141| mois = décembre| année = 1844 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1844MNRAS...6..136. | consulté le = 2 octobre 2009}}.</ref> :

{{citation bloc|Si nous devions regarder Sirius et Procyon comme des étoiles doubles, leurs modifications de mouvement ne nous surprendraient pas : nous les considérerions comme nécessaires, et n'aurions plus qu'à engager leur observation quantitative. Mais la lumière n'est pas une propriété réelle de la masse. L'existence d'un nombre incalculable d'étoiles visibles ne peut rien prouver contre l'existence d'un nombre incalculable d'étoiles invisibles.}}

Bessel estime la période du compagnon de Sirius à un demi-siècle<ref name="fwbessel" /> ; [[Christian Heinrich Friedrich Peters|C. H. F. Peters]] calcule son orbite en 1851<ref name="flammarion">{{Article | langue =en | prénom1 = Camille | nom1 = Flammarion | titre = The Companion of Sirius | périodique = The Astronomical Register | volume = 15| numéro =176 | pages = 186–189| mois = août| année = 1877 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1877AReg...15..186F| consulté le = 2 octobre 2009}}.</ref>. Ce n'est que le 31 janvier 1862 qu'[[Alvan Graham Clark]] observe une étoile encore jamais vue, proche de Sirius, identifiée ultérieurement comme le compagnon prédit<ref name="flammarion" />. [[Walter Sydney Adams|Walter Adams]] annonce en 1915 avoir trouvé que le spectre de {{nobr|Sirius B}} est similaire à celui de Sirius<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = W. S.| nom1 =Adams| titre =The Spectrum of the Companion of Sirius | lien périodique = Publications of the Astronomical Society of the Pacific |périodique=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume = 27| numéro = 161| pages =236–237 | mois = décembre| année = 1915 | url texte =http://adsabs.harvard.edu/abs/1915PASP...27..236A| consulté le = 2 octobre 2009}}.</ref>.

En 1917, [[Adriaan Van Maanen]] découvre l'[[Étoile de van Maanen]], une naine blanche isolée<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = A.| nom1 =van Maanen| titre = Two Faint Stars with Large Proper Motion | lien périodique = Publications of the Astronomical Society of the Pacific |périodique=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume = 29| numéro =172 | pages = 258–259 | mois = décembre| année = 1917 | url texte =http://adsabs.harvard.edu/abs/1917PASP...29..258V| consulté le = 2 octobre 2009}}.</ref>. Ces trois naines blanches, les premières découvertes, sont appelées les « naines blanches classiques<ref name="schatzman" /> ». Finalement, de nombreuses étoiles de faible luminosité sont découvertes avec des [[Mouvement propre|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<ref name="holberg" />{{,}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = Willem J.| nom1 =Luyten| titre = The Mean Parallax of Early-Type Stars of Determined Proper Motion and Apparent Magnitude | lien périodique = Publications of the Astronomical Society of the Pacific |périodique=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume =34 | numéro = 199| pages =156–160| mois = juin| année = 1922 | url texte =http://adsabs.harvard.edu/abs/1922PASP...34..156L | consulté le = 2 octobre 2009}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = Willem J. | nom1 =Luyten| titre = Note on Some Faint Early Type Stars with Large Proper Motions | lien périodique = Publications of the Astronomical Society of the Pacific |périodique=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume =34 | numéro = 197| pages =54–55 | mois = février| année = 1922 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1922PASP...34...54L | consulté le = 2 octobre 2009}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = Willem J. | nom1 =Luyten| titre = Additional Note on Some Faint Early Type Stars with Large Proper Motions | lien périodique = Publications of the Astronomical Society of the Pacific |périodique=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume =34 | numéro = 197| pages =132| mois = février| année = 1922 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1922PASP...34..132L | consulté le = 2 octobre 2009}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = Willem J.| nom1 =Luyten| titre =Third Note on Faint Early-Type Stars with Large Proper-Motions | lien périodique = Publications of the Astronomical Society of the Pacific |périodique=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume = 34| numéro =132 | pages = 356–357| mois =novembre | année = 1922 | url texte = http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-journal_query?volume=34&plate_select=NO&page=356&plate=&cover=&journal=PASP.}}.</ref>.

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<ref name="schatzman" />. Luyten et d'autres continuent à chercher des naines blanches dans les années 1940. Vers 1950, plus d'une centaine sont connues<ref>{{Article| langue = en | prénom1 = Willem J. | nom1 = Luyten | titre = The search for white dwarfs| lien périodique = The Astronomical Journal |périodique = Astronomical Journal | volume =55| numéro =1183| mois =avril| année = 1950| pages =86–89| url texte =http://adsabs.harvard.edu/abs/1950AJ.....55...86L| consulté le =3 octobre 2009}}.</ref>, et fin 1999, plus de {{unité|2000|}} sont répertoriées<ref name="villanovar4">{{Article| langue =en | prénom1 =George P.| nom1 = McCook | prénom2 =Edward M. |nom2=Sion |titre = A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs| périodique =The Astrophysical Journal Supplement Series| lien périodique=Astrophysical Journal| volume =121| numéro =1| mois =mars | année = 1999| pages =1–130| url texte =http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJS..121....1M| consulté le =3 octobre 2009}}.</ref>. Depuis lors, le ''[[Sloan Digital Sky Survey]]'' en a trouvé plus de {{unité|9000|}}<ref name="sdssr4">{{Article| langue = en | prénom1 =Daniel J.| nom1 =Eisenstein| nom2 = al.| titre =A Catalog of Spectroscopically Confirmed White Dwarfs from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 4| périodique = The Astrophysical Journal Supplement Series| lien périodique =Astrophysical Journal| volume =167| numéro =1| mois =novembre | année = 2006| pages =40–58| url texte =http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJS..167...40E| consulté le =3 octobre 2009}}.</ref>, mais dont moins de 200 à des distances mesurées avec précision<ref name=Wilson2019/>. Le nombre de naines blanches a ensuite explosé grâce à l'observation par le [[Gaia (satellite)|satellite Gaïa]] de {{nobr|2,8 milliards}} d'étoiles, parmi lesquelles plus de {{unité|200000 naines}} blanches à des distances connues<ref name=Wilson2019>{{article| langue=en| titre=White dwarfs crystallize as they cool| auteur=R. Mark Wilson| périodique=[[Physics Today]]| volume=72| numéro=3| date=1 mars 2019| pages=14-16| doi=10.1063/PT.3.4156}}.</ref>.

== Caractéristiques physiques ==
=== Distribution massique ===
{{…}}

=== Température et rayonnement ===
[[Fichier:HRDiagram-Fr.png|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<ref name="sionspectra">{{Article | langue =en | prénom1 = E. M.| nom1 = Sion| prénom2 = J. L. |nom2=Greenstein |prénom3=J. D. |nom3=Landstreet |prénom4=J. |nom4=Liebert |prénom5=H. L. |nom5=Shipman |prénom6=G. A. |nom6=Wegner| titre = A proposed new white dwarf spectral classification system | périodique = The Astrophysical Journal | lien périodique = Astrophysical Journal | volume = 269 | mois = juin | année =1983 | pages = 253-257 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1983ApJ...269..253S| doi = 10.1086/161036 | consulté le = 4 octobre 2009}}.</ref>. 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 [[naine rouge|naines rouges]] en train de [[fusion nucléaire|fusionner]] leur [[hydrogène]], et dont le cœur est partiellement supporté par la pression thermique<ref>{{Article | langue =en | prénom1 =Gilles | nom1 = Chabrier|lien auteur1=Gilles Chabrier| prénom2 = Isabelle |nom2=Baraffe |lien auteur2=Isabelle Baraffe| titre = Theory of Low-Mass Stars and Substellar Objects | lien périodique= Annual Review of Astronomy and Astrophysics |périodique = Annual Review of Astronomy and Astrophysics | volume = 38| année = 2000 | pages = 337–377 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ARA&A..38..337C | doi =10.1146/annurev.astro.38.1.337 | consulté le = 4 octobre 2009}}</ref>, ou bien les [[naine brune|naines brunes]], de température encore inférieure<ref>{{en}} {{Lien web | url = http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/hrd.html | titre = The Hertzsprung-Russell (HR) diagram | auteur = Jim Kaler | consulté le = 4 octobre 2009}}.</ref>.

La [[température effective]] de surface d'une naine blanche peut varier de plus de {{unité|150000|K}}<ref name="villanovar4" /> à moins de {{unité|4000|K}}<ref name="cool" />{{,}}<ref name="wden">{{Ouvrage |langue=en |prénom1=Gilles |nom1=Fontaine |lien auteur1=Gilles Fontaine |prénom2=François |nom2=Wesemael |lien auteur2=François Wesemael |titre=White dwarfs |lieu=Bristol/Philadelphia et New York/Tokyo |éditeur=Institute of Physics Publishing and London et Nature Publishing Group |collection=Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics |année=2001 |pages totales=3670 |isbn=0-333-75088-8}}</ref>, mais elle se situe pour la plupart des naines blanches observées entre {{unité|40000|K}} et {{unité|8000|K}}<ref name="sdssr4" />{{,}}<ref name="villanovavizier">{{en}} {{Lien web | url = http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat?III/235A III/235A | titre = A Catalogue of Spectroscopically Identified White Dwarfs | auteur = G.P. McCook | coauteurs = E.M. Sion | site = cdsarc.u-strasbg.fr | éditeur = Centre de données astronomiques de Strasbourg| consulté le = 4 octobre 2009}}.</ref>. 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/{{formatnum:10000}}{{e}} de fois celle du Soleil<ref name="wden" />. Les naines blanches chaudes, avec des températures de {{unité|30000|K}}, ont été observées comme sources de [[rayon X|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<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = J.| nom1 = Heise | titre =X-ray emission from isolated hot white dwarfs | périodique = Space Science Reviews | volume = 40 | mois = février | année = 1985 | pages = 79-90 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1985SSRv...40...79H |issn = 0038-6308| doi = 10.1007/BF00212870 | consulté le = 4 octobre 2009}}.</ref>.

[[Fichier:Size IK Peg.svg|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 {{unité|35500|K}}.]]

Comme l'a expliqué [[Leon Mestel]] en 1952, à moins qu'une naine blanche n'[[accrétion|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<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = L.| nom1 = Mestel| titre = On the theory of white dwarf stars. I. The energy sources of white dwarfs | périodique = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |lien périodique=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume = 112| année = 1952 | pages = 583–597 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1952MNRAS.112..583M | consulté le =4 octobre 2009}}.</ref>{{,}}<ref>{{Ouvrage |langue=en |prénom1=S. D. |nom1=Kawaler |titre=White Dwarf Stars and the Hubble Deep Field |éditeur=The Hubble Deep Field : Proceedings of the Space Telescope Science Institute Symposium, held in Baltimore, Maryland, 6/9 mai 1997 |année=1998 |passage=252–271 |isbn=0-521-63097-5 |présentation en ligne=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998hdf..symp..252K |consulté le=4 octobre 2009}}.</ref>. Les naines blanches rayonnent par une superficie extrêmement faible. Aussi se refroidissent-elles très lentement, demeurant chaudes très longtemps<ref name="rln" />. 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 {{unité|0.59|M<sub><math>\scriptstyle\odot</math></sub>}} avec une atmosphère d'[[hydrogène]] : il lui faut approximativement {{unité|1.5|milliard}} d'années pour refroidir à {{unité|7140|K}}, les refroidissements ultérieurs de {{unité|500|K}} supplémentaires prendront approximativement {{unité|300|millions}}, puis 0,4 et {{unité|1.1|milliard}} d'années<ref>{{Article | langue =en | prénom1 =P. | nom1 = Bergeron| prénom2 = Maria Teresa |nom2=Ruiz |prénom3=S. K. |nom3=Leggett| titre = The Chemical Evolution of Cool White Dwarfs and the Age of the Local Galactic Disk | périodique = The Astrophysical Journal Supplement Series | lien périodique = Astrophysical Journal | volume = 108 | numéro = 1 | mois = janvier | année = 1997 | pages = 339-387 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJS..108..339B | doi =10.1086/312955 | consulté le = 4 octobre 2009}}.</ref>.

Il y a peu de naines blanches de température inférieure à {{unité|4000|K}}<ref name="Astrophysicalv612no2">{{Article | langue =en | prénom1 =Evalyn | nom1 =Gates | prénom2 =Geza |nom2=Gyuk |prénom3=Hugh C. |nom3=Harris |prénom4=Mark |nom4=Subbarao |prénom5=Scott |nom5=Anderson |prénom6=S. J. |nom6=Kleinman |prénom7=James |nom7=Liebert |prénom8=Howard |nom8=Brewington |prénom9=J. |nom9=Brinkmann |prénom10=Michael |nom10=Harvanek |prénom11=Jurek |nom11=Krzesinski |prénom12=Don Q. |nom12=Lamb |prénom13=Dan |nom13=Long |prénom14=Eric H. |nom14=Neilsen, Jr. |prénom15=Peter R. |nom15=Newman |prénom16=Atsuko |nom16=Nitta |prénom17=Stephanie A. |nom17=Snedden | titre = Discovery of New Ultracool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey | périodique = The Astrophysical Journal | lien périodique = Astrophysical Journal | volume = 612 | numéro =2 | mois =septembre | année = 2004 | pages =L129-L132 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...612L.129G | doi = 10.1086/424568 | consulté le = 5 octobre 2009}}.</ref> et une des plus froides observées à ce jour, [[WD 0346+246]], a une température superficielle approximative de {{unité|3900|K}}<ref name="cool">{{Article | langue =en | prénom1 = N. C.| nom1 =Hambly | prénom2 = S. J. |nom2=Smartt |prénom3=S. |nom3=Hodgkin| titre = WD 0346+246: A Very Low Luminosity, Cool Degenerate in Taurus | périodique = The Astrophysical Journal | lien périodique = Astrophysical Journal | volume = 489 | mois = novembre | année = 1997 | pages = L157-L160 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...489L.157H | doi = 10.1086/316797 | consulté le = 5 octobre 2009}}.</ref>. La raison en est que, comme l'âge de l'Univers est fini<ref>{{Ouvrage |langue=en |prénom1=James S. |nom1=Trefil |titre=The moment  of creation |sous-titre=big bang physics from before the first millisecond to the present universe |lieu=Mineola (New York) |éditeur=[[Dover Publications]] |année=2004 |pages totales=234 |isbn=0-486-43813-9}}.</ref>, 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<ref name="disklf">{{Article | langue =en | prénom1 = S. K.| nom1 =Leggett | prénom2 =Maria Teresa |nom2=Ruiz |prénom3=P. |nom3=Bergeron | titre = The Cool White Dwarf Luminosity Function and the Age of the Galactic Disk | périodique =The Astrophysical Journal | lien périodique = Astrophysical Journal | volume = 497 | mois =avril | année =1998 | pages = 294-302 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...497..294L | doi = 10.1086/305463 | consulté le = 4 octobre 2009}}.</ref>.

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<ref name="osln" />. 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 {{unité|3900|K}}, celles dont l'origine daterait du début du [[Big Bang]] (13,5 milliards d'années) ne feraient pas moins que {{unité|3000|K}}.

=== Atmosphère et spectre ===
Les naines blanches sont des objets très compacts, dont la [[gravité de surface]] est très élevée. Elles ne présentent pas de phénomène de [[convection]] et leur densité les rend très opaques au rayonnement. Ces conditions sont à l'origine d'un phénomène de stratification de la matière au sein des naines blanches, à savoir que les éléments les plus légers se retrouvent seuls à la surface de l'étoile, et sont les seuls détectables par [[spectroscopie]]. Ce phénomène, parfois appelé « triage gravitationnel », a initialement été prédit par l'astrophysicien [[France|français]] [[Evry Schatzman]] dans les années 1940<ref>[[Evry Schatzman]], Théorie du débit d'énergie des naines blanches, [[Annales d'astrophysique]], '''8''', 143-209 (1945) [http://adsabs.harvard.edu/abs/1945AnAp....8..143S Voir en ligne].</ref>. Cette situation est fort différente des étoiles de la séquence principale pour lesquelles une convection importante doublée d'un champ gravitationnel bien plus modéré rend l'atmosphère plus riche en éléments chimiques et plus compliquée à analyser.

La classification actuellement en usage des spectres des naines blanches a été initialement proposée en [[1983]] par [[Edward Sion]] et ses collaborateurs<ref>{{en}} [[Edward Sion]] ''et al.'', ''A proposed new white dwarf spectral classification system'', ''[[The Astrophysical Journal]]'', '''269''', 253-257 (1983) [http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1983ApJ...269..253S Voir en ligne].</ref>, puis approfondie par la suite, la dernière version datant de [[1993]]-[[1994]]<ref>{{en}} [[F. Wesemael]] ''et al.'', ''An atlas of optical spectra of white-dwarf stars'', ''[[Astronomical Society of the Pacific]]'', '''105''', p. 761-778 (1993) [http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1993PASP..105..761W Voir en ligne].</ref>{{,}}<ref>{{en}} [[J. Liebert]] & [[Edward Sion]], ''The Spectroscopic Classification of White Dwarfs : Unique Requirements and Challenges'', In [[Chris Corbally]], [[R. O. Gray]] & [[R. F. Garrison]] (éd.), ''The MK process at 50 years. A powerful tool for astrophysical insight'', ''Astronomical Society of the Pacific Conference Series'' (1994), p. 64-73 [http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1994ASPC...60...64L Voir en ligne].</ref>. D'autres systèmes de classification avaient auparavant été proposés, comme ceux de [[Gerard Kuiper]]<ref>{{en}} [[Gerard Kuiper]], ''List of Known White Dwarfs'', ''[[Publications of the Astronomical Society of the Pacific]]'', '''53''', 248-252 (1941) [http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1941PASP...53..248K Voir en ligne].</ref>, [[Willem Jacob Luyten|Willem Luyten]]<ref>{{en}} [[Willem Jacob Luyten|Willem Luyten]], ''The Spectra and Luminosities of White Dwarfs'', ''[[The Astrophysical Journal]]'', '''116''', 283-290 (1952) [http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1952ApJ...116..283L Voir en ligne].</ref>, mais ont été abandonnés.

La majorité des naines blanches présentent un spectre montrant des [[raie spectrale|raies spectrales]] d'[[hydrogène]] en absorption. Le type spectral de ces naines blanches est noté DA, les raies étant celles de la [[série de Balmer]]. Quand ce sont des raies spectrales d'hélium qui sont visibles, on dénote le type spectral DB ou DO selon que l'on détecte de l'hélium non ionisé (He&nbsp;I dans [[notation spectroscopique]] usuelle, type spectral DB) ou une fois ionisé (He&nbsp;II, type spectral DO). Quand le spectre montre des raies associées au carbone atomique ou moléculaire, on dénote le type spectral DQ. Quand d'autres éléments que l'hydrogène, l'hélium ou le carbone sont détectés, on dénote génériquement le type spectral DZ<ref>La lettre Z étant traditionnellement utilisée en astronomie pour dénoter les métaux, soit tout élément chimique autre que l'hydrogène et l'hélium.</ref>. Enfin, quand le spectre ne révèle pas de raies marquées on dénote le type DC, la définition d'une raie marquée étant ici que sa profondeur n'excède pas 5 % du continuum du spectre. Il est possible que le spectre révèle plus d'un élément, auquel cas le type spectral est dénoté avec le même « D » initial, suivi des lettres associées aux différents éléments vus, par ordre décroissant de l'intensité de raies.

La spectroscopie permet, à partir de la forme générale du spectre, de déterminer la [[température]] de surface de l'étoile, ou plutôt sa [[température effective]], puisque l'émission de la surface ne correspond pas exactement à un [[corps noir]] (la température effective représente la température qu'aurait un [[corps noir]] de même surface rayonnant la même quantité d'énergie). La température est dénotée par un nombre demi entier après le type spectral, ledit nombre étant déterminé comme étant le plus proche demi-entier du rapport 50&nbsp;400&nbsp;[[kelvin|K]]&nbsp;/&nbsp;Θ{{ind|eff}}, où Θ{{ind|eff}} est la température effective de l'étoile. Ainsi, une naine blanche dont la surface est composée d'hydrogène et dotée d'une température effective de {{formatnum:10000}} kelvins se voit attribuer un type spectral DA5, qui englobe les naines blanches de même composition de surface dont la température est comprise entre 9&nbsp;600&nbsp;K et 10&nbsp;610&nbsp;K, ces deux températures correspondant à un rapport 50&nbsp;400&nbsp;[[kelvin|K]]&nbsp;/&nbsp;Θ{{ind|eff}} de 5,25 et 4,75 respectivement. Quand le nombre est à virgule, celle-ci est notée avec un point décimal et non une virgule, suivant la convention typographique anglo-saxonne. Le nombre demi-entier ainsi trouvé peut éventuellement excéder 10 quand la naine blanche est suffisamment froide. À l'autre extrémité de l'échelle des températures, les naines blanches très chaudes ont ainsi un nombre associé à la température inférieur à 1 qui dans ce cas est noté avec une précision plus grande, et sans le 0 initial, afin de ne pas engendrer de confusion avec le « O » du type spectral dénotant la présence d'hélium ionisé. On trouve ainsi .25 pour une température de l'ordre de {{Unité|200000|K}}, ou .3 pour une température de {{Unité|170000|K}}.

À ces caractéristiques primaires, on rajoute au spectre le cas échéant des indications supplémentaires quant à certaines particularités mises en évidence. On rajoute ainsi les symboles P ou H pour les naines blanches magnétisées, le P correspondant au cas où une polarisation est détectable, le H où elle n'est pas détectable. La lettre E est utilisée quand des raies en émission sont détectées. Enfin, la lettre V optionnelle est utilisée pour dénoter une variabilité de l'astre. Dans tous les cas, une lettre suivie des symboles « ? » ou « : » indique que la caractéristique précédente n'est pas établie avec certitude.

Quelques exemples :
* une naine blanche dont le spectre montrerait uniquement des raies [[notation spectroscopique|He I]] et une température de {{unité|15000|K}} serait classifiée DB3, ou bien, si la précision de la mesure de la température est garantie, DB3,5 ;
* une naine blanche ayant un [[champ magnétique]] polarisé, une température effective de {{unité|17000|K}} et un spectre dominé par les raies [[notation spectroscopique|He I]] qui aurait aussi des caractéristiques de l'[[hydrogène]], obtiendrait la classification DBAP3<ref name="villanovar4" />{{,}}<ref name="sionspectra" />.

; Tableau récapitulatif

{| class="wikitable" 
|+ Tableau I : Types spectraux des naines blanches<ref name="villanovar4" />
|-
! colspan="2" | Caractéristiques primaire et secondaire
|- 
! scope="row" | A
| Raies d'hydrogène
|-
! scope="row" | B
| Raies d'hélium non ionisé
|-
! scope="row" | O
| Raies d'hélium ionisé
|-
! scope="row" | C
| Spectre continu ; pas de raies notables
|-
! scope="row" | Q
| Présence de raies du carbone
|-
! scope="row" | Z
| Raies de métaux autres que le carbone
|-
! scope="row" | X
| Spectre confus ou non classé
|-
! colspan="2" | Caractéristiques secondaires seulement
|-
! scope="row" | P
| Naine blanche magnétique à polarisation détectable
|-
! scope="row" | H
| Naine blanche magnétique sans polarisation détectable
|-
! scope="row" | E
| Présence de lignes d'émission
|-
! scope="row" | V
| Variable
|}

=== Caractéristiques des populations ===
L'atmosphère des naines blanches de classe spectrale primaire DA est dominée par l'hydrogène. Elles constituent la majorité (~75 %) des naines blanches observées<ref name="wden" />.

Une petite fraction (~0,1 %) ont une atmosphère dominée par le carbone, la classe DQ chaude (plus de {{unité|15000|K}})<ref name="behara">{{Article | langue =en | prénom1 =Patrick| nom1 =Dufour | prénom2 =James |nom2=Liebert |prénom3=G. |nom3=Fontaine | lien auteur3 = Gilles Fontaine |prénom4=N. |nom4=Behara | titre = White dwarf stars with carbon atmospheres | périodique = Nature | lien périodique = Nature (revue) | éditeur = [[Nature Publishing Group]] | volume = 450 | numéro = 7169 | mois = novembre | année = 2007 | pages = 522–524 | url texte =http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Natur.450..522D | doi = 10.1038/nature06318 | consulté le =5 octobre 2009}}.</ref>. Les autres catégories pouvant être classifiées (DB, DC, DO, DZ, et DQ froides) ont une atmosphère dominée par l'hélium, en supposant que ne sont pas présents le carbone et les autres métaux, dont la classe spectrale dépend de la [[température effective]]. Pour des températures approximatives de {{unité|100000|K}} à {{unité|45000|K}}, le spectre est de classe DO, dominé par l'hélium simplement ionisé. De {{unité|30000|K}} à {{unité|12000|K}}, le spectre est DB, avec des raies d'hélium neutre, et en dessous d'à peu près {{unité|12000|K}}, le spectre n'est pas caractérisé et sera classé DC<ref name="kawaler" />{{,}}<ref name="wden" />.

La raison de l'absence de naines blanches avec une atmosphère où l'hélium domine, dans la gamme de {{unité|30000|K}} à {{unité|45000|K}}, appelée le « ''DB gap'' » (« trou DB ») n'est pas claire. Elle serait due à la conjonction de processus évolutifs de l'atmosphère, tels que la séparation gravitationnelle et le brassage convectif<ref name="wden" />.

=== Structure et importance de l'atmosphère ===
L'atmosphère est la seule partie d'une naine blanche qui soit visible. Elle correspond soit à la partie supérieure d'une enveloppe résiduelle de celle de l'étoile dans sa phase de la [[branche asymptotique des géantes]] (AGB), soit résulte de la matière accrétée en provenance du [[milieu interstellaire]] ou d'un compagnon. Dans le premier cas, l'enveloppe consisterait en une couche riche en hélium, d'une masse ne dépassant pas un centième de la masse totale de l'étoile, laquelle, en cas d'atmosphère dominée par l'hydrogène, est enrobée d'une couche riche en hydrogène d'une masse approximative d'un dix-millième de la masse totale de l'étoile<ref name="wden" />{{,}}<ref name="kawaler">{{Article | langue = en | prénom1 =Steven D. | nom1 = Kawaler | titre = White Dwarf Stars | sous-titre = S. D. Kawaler, I. Novikov et G. Srinivasan, éditeurs | périodique =Lecture notes for Saas-Fee advanced course | éditeur = [[Springer Verlag]] ─ Georges Meynet et Daniel Schaerer | lieu = Berlin | volume = 25 | titre volume =Stellar remnants | année = 1997 | isbn = 3-540-61520-2}}.</ref>.

Malgré leur finesse, ces couches externes jouent un rôle crucial dans l'évolution thermique des naines blanches, car elles conditionnent à elles seules les échanges de chaleur avec l'extérieur. En effet, l'intérieur d'une naine blanche est complètement ionisé, et les électrons libres lui confèrent une grande [[conduction thermique]], ce qui fait que l'intérieur d'une naine blanche est doté d'une température extrêmement uniforme. Par contre, les couches externes diffusent très mal la chaleur, et le gradient de température est très élevé à la traversée de ses couches externes. Ainsi, une naine blanche avec une température de surface entre {{unité|8000|K}} et {{unité|16000|K}} aura la température de son cœur située entre {{unité|5000000|}} et {{unité|20000000|K}}.
<!--
<ref name="physrev">{{Article | langue =en | prénom1 = D.| nom1 = Koester| prénom2 =G. |nom2=Chanmugam | titre = Physics of white dwarf stars | périodique = Reports on Progress in Physics | lien périodique = Liste des périodiques en physique#Périodiques généraux | volume = 53 | mois = juillet | année = 1990 | pages = 837-915 | résumé = http://www.iop.org/EJ/abstract/0034-4885/53/7/001/ | doi = 10.1088/0034-4885/53/7/001 | consulté le =5 octobre 2009}}.</ref>.-->

=== Champ magnétique ===
[[Patrick Blackett]] avait présenté des lois physiques affirmant qu'un corps non chargé en rotation devait générer un champ magnétique proportionnel à son [[moment angulaire]]. En conséquence, il avait prédit en 1947 que les naines blanches disposaient à leur surface de [[champ magnétique|champs magnétiques]] d'une intensité de ~1 million de [[Gauss (unité)|gauss]] (soit ~100 [[tesla (unité)|teslas]])<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = P. M. S.| nom1 = Blackett | titre = The magnetic field of massive rotating bodies | périodique = Nature | lien périodique = Nature (revue) | éditeur = [[Nature Publishing Group]] | volume = 159 | numéro = 4046 | mois = mai | année = 1947 | pages = 658-666 | doi = 10.1038/159658a0}}.</ref>. Cette loi putative, parfois appelée l'[[effet Blackett]], ne rallia jamais de consensus, et vers les années 1950, Blackett eut le sentiment qu'elle avait été réfutée<ref>{{Ouvrage |langue=en |prénom1=Bernard |nom1=Lovell |titre=Biographical Memoirs of Fellows of the Royal Society Patrick Maynard Stuart Blackett, Baron Blackett, of Chelsea, 18 novembre 1897-13 juillet 1974 |volume=21 |titre volume=Patrick Maynard Stuart Blackett, Baron Blackett, of Chelsea, 18 novembre 1897-13 juillet 1974 |lieu=Londres |éditeur=The Royal Society |année=1975 |mois=novembre |isbn= |présentation en ligne=http://links.jstor.org/sici?sici=0080-4606%28197511%2921%3C1%3APMSBBB%3E2.0.CO%3B2-W |consulté le=5 octobre 2009}}.</ref>. Dans les années 1960, on proposa l'idée que les naines blanches pouvaient avoir des champs magnétiques du fait de la conservation du [[flux magnétique]] total de surface durant l'évolution d'une étoile non-dégénérée en naine blanche. Un champ magnétique superficiel de ~100 gauss (0,01 T) dans l'étoile initiale deviendrait un champ magnétique superficiel de ~100×100{{exp|2}} = 1 million de gauss (100 T), une fois le rayon de l'étoile concentré d'un facteur 100 <ref name="physrev" />{{,}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 =V. L. | nom1 = Ginzburg| prénom2 =V. V. |nom2=Zheleznyakov |prénom3=V. V. |nom3=Zaitsev | titre = Coherent Mechanisms of Radio Emission and Magnetic Models of Pulsars | périodique =Astrophysics and Space Science | volume = 4 | année =1969 | pages = 464-504 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1969Ap&SS...4..464G | doi = 10.1007/BF00651351 | consulté le = 5 octobre 2009}}.</ref>. La première naine blanche magnétique observée fut [[GJ 742]] dont on détecta le champ magnétique en 1979 grâce à son émission de lumière à [[Polarisation (optique)#Explication du phénomène|polarisation circulaire]]<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = James C.| nom1 =Kemp | prénom2 =John B. |nom2=Swedlund |prénom3=J. D. |nom3=Landstreet |prénom4=J. R. P. |nom4=Angel | titre = Discovery of Circularly Polarized Light from a White Dwarf | périodique = The Astrophysical Journal | lien périodique = Astrophysical Journal| volume = 161 | mois = août | année =1970 | pages = L77-L79 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1970ApJ...161L..77K | doi = 10.1086/180574 | consulté le = 5 octobre 2009}}.</ref>. On pense qu'elle a un champ magnétique en surface de {{unité|3|e=8|gauss}} (30 kT)<ref name="physrev">{{Article | langue =en | prénom1 = D.| nom1 = Koester| prénom2 =G. |nom2=Chanmugam | titre = Physics of white dwarf stars | périodique = Reports on Progress in Physics | lien périodique = Liste des périodiques en physique#Périodiques généraux | volume = 53 | mois = juillet | année = 1990 | pages = 837-915 | résumé = http://www.iop.org/EJ/abstract/0034-4885/53/7/001/ | doi = 10.1088/0034-4885/53/7/001 | consulté le =5 octobre 2009}}.</ref>. Il est aussi possible d'observer les champs magnétiques de surface de ces astres par l'altération de leur rayonnement lumineux induit par l'[[effet Zeeman]]<ref>{{Article | langue=en | prénom1= J. R. P. | nom1=angel | titre=Magnetic White Dwarfs | périodique=Annual Review of Astronomy & Astrophysics | volume=487 | page=487-519 | url texte= http://arjournals.annualreviews.org/doi/pdf/10.1146/annurev.aa.16.090178.002415 |année=1978}}.</ref>.

Depuis, on a découvert des champs magnétiques sur bien plus de 100 naines blanches, dans une gamme s'étalant de {{unité|2|e=3|gauss}} à 10{{exp|9}}&nbsp;gauss (de 0,2&nbsp;T à 10{{exp|5}}&nbsp;T). Seul un petit nombre de naines blanches a fait l'objet d'une recherche de champ magnétique, et on a estimé qu'au moins 10 % des naines blanches ont un champ magnétique excédant 1 million de gauss (100 T)<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = S.| nom1 =Jordan | prénom2 = R. Aznar |nom2=Cuadrado |prénom3=R. |nom3=Napiwotzki |prénom4=H. M. |nom4=Schmid |prénom5=S. K. |nom5=Solanki| titre = The fraction of DA white dwarfs with kilo-Gauss magnetic fields | périodique = [[Astronomy and Astrophysics]] | éditeur = [[EDP Sciences]] | volume = 462 | numéro =3 | mois = février | année = 2007 | pages = 1097-1101 | url texte = <!-- arXiv:astro-ph/0610875v2 --> |résumé =http://adsabs.harvard.edu/abs/2007A&A...462.1097J | doi = 10.1051/0004-6361:20066163 | consulté le = 5 octobre 2009}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 =James | nom1 =Liebert | prénom2 = P. |nom2=Bergeron |prénom3=J. B. |nom3=Holberg| titre = The True Incidence of Magnetism Among Field White Dwarfs | périodique = The Astronomical Journal | lien périodique = The Astronomical Journal | volume = 125 | numéro =1 | mois = janvier | année = 2003 | pages = 348-353 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/2003AJ....125..348L | doi = 10.1086/345573 | consulté le =5 octobre 2009}}.</ref>.

=== Variabilité ===
{{Article détaillé|Naine blanche à pulsations}}
<center>
{| class="wikitable"
|+ colspan=2 align=center | Tableau II : Types de naines blanches à pulsation
<ref>{{en}} {{Lien web | url = http://cdsweb.u-strasbg.fr/afoev/var/zz.htx | titre = Variables du type ZZ Ceti | auteur = Association française des observateurs d'étoiles variables (AFOEV)|site = cdsweb.u-strasbg.fr Centre de données astronomiques de Strasbourg | consulté le =5 octobre 2009}}.</ref>{{,}}<ref name="quirion" />
|-
! scope="row" | '''DAV''' ([[Catalogue astronomique#Principaux catalogues astronomiques|GCVS]] : ZZA) 
| [[#Atmosphère et spectre|Type spectral]] DA, n'ayant que des raies d'absorption de l'[[hydrogène]] dans leur spectre.
|-
! scope="row" | '''DBV''' (GCVS : ZZB) 
| Type spectral DB, n'ayant que des raies d'absorption de l'[[hélium]] dans leur spectre.
|-
! scope="row" | '''GW Vir''' (GCVS : ZZO) 
| Atmosphère principalement composée de C, He et O ;<br />peut être divisée en étoiles '''DOV''' et '''PNNV'''.
|}
</center>

Les premiers calculs suggérèrent l'existence de naines blanches à la [[luminosité]] [[étoile variable|variable]], ayant une période de l'ordre de 10 secondes, mais les recherches dans les années 1960 ne permirent pas de les observer<ref name="physrev" />{{,}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = George M. | nom1 =Lawrence | prénom2 = Jeremiah P. |nom2=Ostriker |prénom3=James E. |nom3=Hesser| titre = Ultrashort-Period Stellar Oscillations. I. Results from White Dwarfs, Old Novae, Central Stars of Planetary Nebulae, 3C 273, and Scorpius XR-1 | périodique = The Astrophysical Journal | lien périodique = Astrophysical Journal | volume = 148 | numéro = 3 | mois = juin | année = 1967 | pages = L161-L163 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ApJ...148L.161L | doi = 10.1086/180037 | consulté le = 5 octobre 2009}}</ref>.

En 1965 et 1966, [[Arlo Landolt]] découvrit {{nobr|HL Tau 76}}, la première naine blanche variable, avec une période d'approximativement {{unité|12.5|minutes}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = Arlo U.| nom1 = Landolt| titre = A New Short-Period Blue Variable | périodique = The Astrophysical Journal | lien périodique = Astrophysical Journal | volume = 153 | numéro =1 | mois = juillet | année = 1968 | pages = 151-164 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1968ApJ...153..151L | doi = 10.1086/149645 | consulté le =5 octobre 2009}}.</ref>. La raison de cette période plus longue que prévu est que la variabilité de {{nobr|HL Tau 76}}, comme celle des autres naines blanches variables à pulsations connues, provient de modes de pulsation non radiaux<ref name="physrev" />. Les types connus de naines blanches à pulsations comprennent les étoiles DAV, ou ZZ Ceti, dont {{nobr|HL Tau 76}}, avec des atmosphères où domine l'hydrogène et un type spectral DA<ref name="physrev" />, les étoiles DBV, ou V777 Her, aux atmosphères dominées par l'hélium et un type spectral DB <ref name="wden" />, et les étoiles GW Vir (parfois subdivisées en étoiles DOV et PNNV), aux atmosphères dominées par l'hélium, le carbone, et l'oxygène<ref name="quirion">{{Article | langue =en | prénom1 = P.-O.| nom1 = Quirion| prénom2 =G. |nom2=Fontaine|lien auteur2 = Gilles Fontaine |prénom3=P. |nom3=Brassard | titre = Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram | périodique = The Astrophysical Journal Supplement Series | lien périodique = Astrophysical Journal | volume = 426 | année = 2004 | pages = L45-L48 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJS..171..219Q | doi = 10.1086/513870 | consulté le = 5 octobre 2009}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = T.| nom1 = Nagel | prénom2 =K. |nom2=Werner | titre = Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429-1209 | périodique = [[Astronomy and Astrophysics]] | éditeur = [[EDP Sciences]] | volume = 426 | année = 2004 | pages = L45-L48 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...426L..45N | doi = 10.1051/0004-6361:200400079 | consulté le =5 octobre 2009}}.</ref>.

Les étoiles GW Vir ne sont pas, ''stricto sensu'', des naines blanches, mais des étoiles dont la position sur le [[diagramme de Hertzsprung-Russell]] est située entre la [[branche asymptotique des géantes]] et la région des naines blanches. Ce sont des « [[pré-naine blanche|pré-naines blanches]] »<ref name="quirion" />{{,}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = M. S.| nom1 = O'Brien | titre = The Extent and Cause of the Pre-White Dwarf Instability Strip | périodique = The Astrophysical Journal | lien périodique = Astrophysical Journal | volume = 532 | numéro = 2 | mois = avril | année = 2000 | pages = 1078-1088 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...532.1078O | doi = 10.1086/308613 | consulté le = 5 octobre 2009}}</ref>. Ces variables présentent toutes de petites variations d'émission lumineuse, provenant d'une superposition de modes vibratoires avec des périodes variant de la centaine au millier de secondes. L'observation de ces variations donne des informations [[astérosismologie|astérosismologiques]] sur l'intérieur des naines blanches<ref name="condmat">{{Article | langue =en | prénom1 =D. E. | nom1 =Winget | titre = Asteroseismology of white dwarf stars | périodique = Journal of Physics : Condensed Matter | volume = 10 | numéro = 49 | mois = décembre | année = 1998 | pages = 11247-11261 | résumé = https://dx.doi.org/10.1088/0953-8984/10/49/014|issn = 0953-8984| issn2 = 1361-648X| doi = 10.1088/0953-8984/10/49/014 | consulté le = 5 octobre 2009}}</ref>.

=== Extrême densité ===
[[Fichier:1e7m comparison Uranus Neptune Sirius B Earth Venus.png|vignette|Illustration de la taille d'une naine blanche (ici [[Sirius|Sirius B]]) au centre, bien plus petite que les planètes géantes (au-dessus, Neptune et Uranus), mais comparable à la Terre ou à Vénus (respectivement à gauche et droite).]]

Bien qu'il existe des naines blanches de masse aussi faible que {{unité|0.17|M<sub><math>\scriptstyle\odot</math></sub>}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = Mukremin| nom1 = Kulic | prénom2 = Carlos Allende |nom2=Prieto |prénom3=Warren R. |nom3=Brown |prénom4=D. |nom4=Koester | titre = The Lowest Mass White Dwarf | périodique = The Astrophysical Journal | lien périodique = Astrophysical Journal | volume = 660 | numéro = 2 | mois = mai | année = 2007 | pages = 1451–1461 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...660.1451K | doi = 10.1086/514327 | consulté le = 4 octobre 2009}}.</ref> et d'autres aussi élevée que {{unité|1.33|M<sub><math>\scriptstyle\odot</math></sub>}}<ref name="sdsswd">{{Article | langue =en | auteur1 = [[Kepler de Souza Oliveira|S. O. Kepler]] | prénom2 =S. J. |nom2=Kleinman |prénom3=A. |nom3=Nitta |prénom4=D. |nom4=Koester |prénom5=B. G. |nom5=Castanheira |prénom6=O. |nom6=Giovannini |prénom7=A. F. M. |nom7=Costa |prénom8=L. |nom8=Althaus | titre = White dwarf mass distribution in the SDSS | périodique = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |lien périodique=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume = 375 | numéro = 4 | mois = mars | année = 2007 | pages = 1315–1324 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/2007MNRAS.375.1315K | doi = 10.1111/j.1365-2966.2006.11388.x | consulté le = 4 octobre 2009}}.</ref>, la distribution de leurs masses forme un pic centré à {{unité|0.6|M<sub><math>\scriptstyle\odot</math></sub>}}, et la majorité se trouve dans une fourchette de 0,5 à {{unité|0.7|M<sub><math>\scriptstyle\odot</math></sub>}}<ref name="sdsswd" />. Les rayons estimés des naines blanches observées, cependant, sont typiquement de 0,008 à {{unité|0.02|fois}} le [[rayon solaire]] R<sub><math>\scriptstyle\odot</math></sub><ref>{{Article | langue =en | prénom1 = H. L.| nom1 = Shipman| titre = Masses and radii of white-dwarf stars. III - Results for 110 hydrogen-rich and 28 helium-rich stars | périodique = The Astrophysical Journal | lien périodique = Astrophysical Journal | volume = 228 | mois = février | année = 1979 | pages = 240–256 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJ...228..240S | doi = 10.1086/156841 | consulté le =4 octobre 2009}}.</ref> ; c'est comparable au [[rayon de la Terre]], approximativement {{unité|0.009|R<sub><math>\scriptstyle\odot</math></sub>}}. Une naine blanche renferme donc une masse comparable à celle du Soleil dans un volume qui est typiquement des millions de fois inférieur à celui du Soleil ; la densité moyenne d'une naine blanche doit donc être, très approximativement, un million de fois supérieure à la densité moyenne du Soleil, soit approximativement 1 [[Tonne (unité)|tonne]] par [[centimètre cube]]<ref name="osln" />. Les naines blanches sont constituées de l'une des plus denses des matières connues, seulement dépassée par celle d'autres [[étoile compacte|étoiles compactes]] (les [[étoile à neutrons|étoiles à neutrons]] et les hypothétiques [[étoile à quarks|étoiles à quarks]]<ref>{{en}} {{Lien web | url = http://epubl.luth.se/1402-1757/2005/25/LTU-LIC-0525-SE.pdf | titre = Exotic Phases of Matter in Compact Stars | auteur = Fredrik Sandin | série = licentiate thesis | année = 2005 | mois = mai | site = Luleå University of Technology | consulté le = 4 octobre 2009}}.</ref>) et les [[trou noir|trous noirs]], pour autant que l'on puisse parler de « densité » pour ces derniers.

La découverte de l'extrême densité des naines blanches a suivi de peu la découverte de leur existence même. Si une étoile relève d'un [[étoile binaire|système binaire]], comme dans le cas de {{nobr|Sirius B}} et de {{nobr|40 Eridani B}}, il est possible d'estimer sa masse à partir des observations des orbites respectives des deux corps constituant le système. Ceci fut fait pour {{nobr|Sirius B}} en 1910<ref>{{Ouvrage |langue=en |prénom1=L. |nom1=Boss |titre=Preliminary General Catalogue |lieu=Washington, D.C. (E.-U.) |éditeur=Carnegie Institution |année=1910 }}</ref>, conduisant à estimer sa masse à {{unité|0.94|M<sub><math>\scriptstyle\odot</math></sub>}}. Une estimation plus récente l'évalue à {{unité|1|M<sub><math>\scriptstyle\odot</math></sub>}}<ref name="apj_630">{{Article | langue =en | prénom1 = James | nom1 = Liebert| prénom2 = Patrick A. |nom2=Young |prénom3=David |nom3=Arnett |prénom4=J. B. |nom4=Holberg |prénom5=Kurtis A. |nom5=Williams| titre = The Age and Progenitor Mass of Sirius B | périodique = The Astrophysical Journal | lien périodique = Astrophysical Journal | volume = 630 | numéro = 1 | mois = septembre | année = 2005| pages = L69–L72| url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...630L..69L | doi = 10.1086/462419 | consulté le = 4 octobre 2009}}.</ref>. Les corps chauds rayonnant plus que les corps froids, la brillance de la surface d'une étoile peut être estimée à partir de sa [[Transfert de rayonnement#Température effective d'une étoile|température effective de surface]], et ainsi, à partir de la forme de son [[Spectre électromagnétique|spectre]]. Si la distance de l'étoile est connue, sa luminosité totale peut être estimée. La comparaison de ces deux valeurs permet de calculer le rayon de l'étoile. Cette sorte de raisonnement a conduit à réaliser, à la grande perplexité des astronomes de l'époque, que {{nobr|Sirius B}} et {{nobr|40 Eridani B}} devaient être très denses. Par exemple lorsque [[Ernst Öpik]] estima en 1916 la densité d'un certain nombre d'étoiles binaires visuelles, il trouva que {{nobr|40 Eridani B}} avait une densité supérieure à {{unité|25000|fois}} celle du Soleil, si élevée qu'il la déclara {{citation|impossible}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = E.| nom1 = Öpik | titre = The Densities of Visual Binary Stars | périodique = The Astrophysical Journal | lien périodique = Astrophysical Journal | volume = 44 | mois = décembre | année = 1916| pages = 292–302 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1916ApJ....44..292O | doi = 10.1086/142296 | consulté le = 4 octobre 2009}}.</ref>{{,}}<ref>{{Ouvrage |langue=en |auteur1=Martin Harwit |titre=In Search of the True Universe |sous-titre=The Tools, Shaping, and Cost of Cosmological Thought |éditeur=[[Cambridge University Press]] |année=2013 |pages totales=456 |passage=38 |isbn= |lire en ligne=https://books.google.fr/books?id=OjWZAgAAQBAJ}}</ref>. Comme [[Arthur Stanley Eddington]] l'indiqua plus tard, en 1927<ref>{{Ouvrage |langue=en |prénom1=Arthur Stanley |nom1=Eddington |titre=Stars and Atoms |lieu=Oxford |éditeur=[[Oxford University Press|Clarendon Press]] |année=1927 }}</ref> :

{{citation bloc|Nous apprenons au sujet des étoiles en recevant et en interprétant les messages que leur lumière nous apporte. Lorsqu'on l'a décomposé, le message du compagnon de Sirius disait : « Je suis composé d'une matière {{unité|3000|fois}} plus dense que tout ce que vous avez pu rencontrer jusqu'ici ; une tonne de ma matière serait une petite pépite que vous pourriez déposer dans une boite d'allumette. » Que peut-on répondre à un tel message ? La réponse de la plupart d'entre nous, en 1914, fut : « Tais-toi ! Ne dis pas de bêtises ! »}}

Comme Eddington le soulignait en 1924, des densités de cet ordre impliquent, selon la théorie de la [[relativité générale]], que la lumière de {{nobr|Sirius B}} devrait être [[décalage d'Einstein|gravitationnellement décalée]] vers le rouge<ref name="eddington">{{Article | langue =en | prénom1 = A. S.| nom1 = Eddingto | titre = On the relation between the masses and luminosities of the stars | lien périodique = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |périodique=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume = 84 | mois = mars | année = 1924| pages = 308–332 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1924MNRAS..84..308E | consulté le =4 octobre 2009}}.</ref>. Ceci se confirma en 1925 lorsque Adams mesura le décalage vers le rouge<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = Walter S. | nom1 =Adams | titre =The Relativity Displacement of the Spectral Lines in the Companion of Sirius | périodique = Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America | lien périodique = Proceedings of the National Academy of Sciences | volume = 11 | numéro = 7 | mois = juillet | année = 1925 | pages = 382–387 | url texte =http://adsabs.harvard.edu/abs/1925PNAS...11..382A | doi = 10.1073/pnas.11.7.382 | consulté le = 4 octobre 2009}}.</ref>.

=== Dégénérescence de la matière interne ===
{{Article détaillé|matière dégénérée|relation masse-rayon des naines blanches}}

De telles densités sont possibles parce que la matière des naines blanches n'est pas composée d’[[atome]]s liés par des [[liaison chimique|liaisons chimiques]], mais consiste plutôt en un [[plasma (physique)|plasma]] de [[noyau atomique|noyaux]] sans liaisons et d'[[électron]]s. Il n'y a de ce fait aucun obstacle à placer les noyaux plus près les uns des autres que les [[orbitale atomique|orbitales électroniques]], les régions occupées par les électrons liés à un atome ne le permettent pas dans des conditions moins extrêmes<ref name="eddington" />. Eddington, cependant, se demanda ce qu'il adviendrait lorsque ce plasma se refroidirait et que l'énergie qui maintenait ensemble les atomes ne serait plus présente<ref name="fowler">{{Article | langue =en | prénom1 =R. H. | nom1 =Fowler | titre = On Dense Matter | périodique = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |lien périodique=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | numéro = 87 | année = 1926 | pages = 114–122 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1926MNRAS..87..114F | consulté le =4 octobre 2009}}.</ref>. Ce paradoxe fut levé en 1926 par [[Ralph H. Fowler]] par l'application de la [[mécanique quantique]] récemment élaborée. {{ancre|quantique}}Puisque les électrons obéissent au [[principe d'exclusion de Pauli]], deux électrons ne peuvent occuper le même [[état quantique]], et ils doivent obéir à la [[statistique de Fermi-Dirac]], elle aussi publiée en 1926, pour déterminer la distribution statistique qui satisfait le principe d'exclusion de Pauli<ref>{{Article | langue =en | prénom1 =Lillian H. | nom1 =Hoddeson | nom2 = G. Baym| titre = The Development of the Quantum Mechanical Electron Theory of Metals : 1900-28 | périodique = Proceedings of the Royal Society of London | lien périodique = Proceedings of the Royal Society | volume = 371 | numéro = 1744 | mois = juin | année = 1980 | pages = 8–23 | résumé = http://links.jstor.org/sici?sici=0080-4630%2819800610%29371%3A1744%3C8%3ATDOTQM%3E2.0.CO%3B2-K | consulté le =4 octobre 2009}}.</ref>.

À {{unité|0|K}}, les électrons ne peuvent pas tous occuper l'état d'énergie minimum ou ''[[état fondamental]]'' ; certains d'entre eux sont contraints d'occuper des niveaux d'énergie supérieure, formant ainsi une bande des plus basses énergies disponibles, la ''[[liquide de Fermi|mer de Fermi]]''. Cet état des électrons, appelé « [[matière dégénérée|dégénéré]] », signifie qu'une naine blanche pouvait se refroidir jusqu'au [[zéro absolu]] et posséder encore une énergie élevée. Une autre façon de parvenir à ce résultat provient de l'utilisation du [[principe d'incertitude]] ; la densité élevée des électrons d'une naine blanche entraîne que leur position est relativement localisée, créant une incertitude correspondante de leur moment. Ceci signifie que quelques électrons ont un [[moment angulaire]] élevé et de ce fait, une [[énergie cinétique]] importante<ref name="fowler" />{{,}}<ref name="scibits">{{en}} {{Lien web | url = http://www.sciencebits.com/StellarEquipartition | titre = Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition | auteur = ScienceBits | consulté le = 4 octobre 2009}}.</ref>.

[[Fichier:WhiteDwarf mass-radius fr.svg|vignette|redresse=1.5|Relation rayon-masse pour une naine blanche modèle.]]

La compression d'une naine blanche entraîne l'accroissement du nombre d'électrons dans un volume donné. Par application du principe d'exclusion de Pauli aussi bien que du [[principe d'incertitude]], ceci entraîne l'accroissement de l'énergie cinétique des électrons qui engendre la pression<ref name="fowler" />{{,}}<ref>{{en}} {{Lien web | url = http://www.astro.cornell.edu/~rbean/a211/211_notes_lec_12.pdf | titre = Lecture notes, Astronomy 211 | auteur = Rachel Bean | site = [[université Cornell]] | consulté le = 4 octobre 2009|brisé le = 2023-11-26}}.</ref>. La pression due au [[confinement quantique]] est nettement supérieure aux effets de l'[[agitation thermique]]. Cette [[pression de dégénérescence des électrons]] empêche l'[[effondrement gravitationnel]] de la naine blanche. Elle ne dépend que de la densité, et non de la température. La matière dégénérée est relativement compressible ; ceci signifie que la densité d'une naine blanche de forte masse est beaucoup plus élevée que celle d'une naine blanche de faible masse, si bien que le rayon d'une naine blanche décroît quand sa masse croît<ref name="osln" />. En supposant que l'étoile est sphérique, l'[[énergie cinétique]] totale due au confinement se met sous la forme <math>E_c = \frac{\gamma M^{5/3}}{R^2}</math> avec <math>M</math> la [[masse]] de la naine blanche, <math>R</math> son [[rayon]], et <math>\gamma</math> une [[constante]]. En 1926, [[Ralph H. Fowler]] propose la valeur <math>\gamma = 1.6 \times 10^6 S.I</math> en tenant compte des dégénérescences des états d'énergie des électrons<ref name="fowler" />.

L'existence d'une masse limite, qu'aucune naine blanche ne peut excéder, est une conséquence de l'équilibre entre la gravitation et la pression de dégénérescence des électrons. Cette masse a été publiée initialement en 1929 par [[Wilhelm Anderson]]<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = Wilhelm |nom1=Anderson | titre = Über die Grenzdichte der Materie und der Energie | périodique = Zeitschrift für Physik | lien périodique = Liste des périodiques en physique#Périodiques généraux | volume = 56 | numéro = 11–12 | mois = novembre | année = 1929 | pages = 851–856}}.</ref> et en 1930 par Edmund C. Stoner<ref name="stoner">{{Article | langue =en | prénom1 = Edmund C. | nom1 =Stoner| titre =The Equilibrium of Dense Stars | périodique = Philosophical Magazine |lien périodique=Philosophical Magazine | éditeur = Taylor et Francis |série = 7 | volume = 9 | année = 1930 | pages = 944–963}}.</ref>. La valeur moderne de la limite fut d'abord publiée en 1931 par [[Subrahmanyan Chandrasekhar]] dans son article « ''The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs''<ref name="chandra4">{{Article | langue =en | prénom1 = S. | nom1 = Chandrasekhar| titre = The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs | périodique = The Astrophysical Journal | lien périodique = Astrophysical Journal | volume = 74 | numéro = 1 | mois = juillet | année = 1931 | pages = 81–82 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1931ApJ....74...81C | doi = 10.1086/143324 }}.</ref> ». Pour une naine blanche qui n'est pas en rotation, elle est approximativement égale à {{unité|5.7/μ<sub>e</sub>²|M<sub><math>\scriptstyle\odot</math></sub>}}, où ''μ<sub>e</sub>'' est la [[masse moléculaire]] moyenne par électron de l'étoile<ref name="chandra2">{{Article | langue =en | prénom1 = S. | nom1 = Chandrasekhar | titre = The Highly Collapsed Configurations of a Stellar Mass (second paper) | périodique = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |lien périodique=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume = 95 | année = 1935| pages = 207–225 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1935MNRAS..95..207C | consulté le = 4 octobre 2009}}.</ref>. Comme le carbone&nbsp;12 et l'oxygène&nbsp;16, prédominants dans la composition d'une naine blanche à carbone-oxygène, ont tous deux un [[numéro atomique]] de moitié égal à leur [[masse atomique]], on peut prendre 2 comme valeur de ''μ<sub>e</sub>'' pour une telle étoile<ref name="scibits" />, ce qui conduit à la valeur généralement citée de {{unité|1.4|M<sub><math>\scriptstyle\odot</math></sub>}}. (Vers le début du {{s-|XX|e}}, il existait de bonnes raisons de penser que les étoiles étaient principalement composées d'éléments lourds<ref name="stoner" />, aussi dans son article de 1931, Chandrasekhar prit la masse moléculaire moyenne par électron ''μ<sub>e</sub>'' égale à 2,5, donnant en conséquence une limite de {{unité|0.91|M<sub><math>\scriptstyle\odot</math></sub>}}). En 1983, avec [[William Alfred Fowler]], Chandrasekhar reçut le [[Prix Nobel de physique]] {{citation|[pour] ses études théoriques des processus physiques importants pour la structure et l'évolution des étoiles}}. La masse limite est maintenant appelée la « [[masse de Chandrasekhar]] ».

Dans son article, le physicien indien prend en compte le caractère [[relativiste]] des [[Électron|électrons]] [[Confinement quantique|confinés]] dans les naines blanches{{refsou}}.

Si la masse d'une naine blanche dépasse la limite de Chandrasekhar et que des réactions de [[fusion nucléaire|fusions]] ne s'amorcent pas, la pression exercée par les [[électron]]s n'est plus en mesure de compenser la [[gravité|force de gravité]], et elle s'effondre alors en un objet plus dense tel qu'une [[étoile à neutrons]]<ref name="collapse">{{Article | langue =en | prénom1 = R.| nom1 = Canal| prénom2 = J. |nom2=Gutierrez| titre = The Possible White Dwarf-Neutron Star Connection | périodique = White, dwarfs, Proceedings of the 10th European Workshop on White Dwarfs, held in Blanes, Spain, 17-21 June 1996 | éditeur = Dordrecht : Kluwer Academic Publishers, 1997 | volume = 214| mois = janvier | année = 1997 | pages = 49 | isbn = 0-7923-4585-1 | url texte = http://www.arxiv.org/abs/astro-ph/9701225v1 | consulté le = 4 octobre 2009}}.</ref>. Cependant, les naines blanches à carbone-oxygène qui accrètent de la masse d'une étoile voisine enclenchent juste avant d'atteindre la masse limite une réaction de fusion nucléaire qui s'emballe, et qui conduit à une explosion de [[supernova#Classification spectrale|supernova de type Ia]] dans laquelle la naine blanche est détruite<ref name="sniamodels">{{Article | langue =en | prénom1 =Wolfgang | nom1 =Hillebrandt | prénom2 = Jens C. |nom2=Niemeyer| titre = Type IA Supernova Explosion Models | périodique = Annual Review of Astronomy and Astrophysics |lien périodique=Annual Review of Astronomy and Astrophysics | volume = 38 | année =2000 | pages = 191–230 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ARA&A..38..191H| doi = 10.1146/annurev.astro.38.1.191 | consulté le = 4 octobre 2009}}</ref>.

=== Cristallisation ===
Bien que la matière d'une naine blanche soit initialement un [[état plasma|plasma]], un fluide composé de [[noyau atomique|noyaux]] et d'[[électron]]s, il est prédit théoriquement, dès 1960, qu'à un stade tardif du refroidissement, elle pourrait se [[cristal]]liser en commençant par son centre<ref name="metcalfe1">{{Article| langue=en| prénom1= T. S.| nom1=Metcalfe| prénom2= M. H.| nom2=Montgomery| prénom3=A.| nom3=Kanaan| titre=Testing White Dwarf Crystallization Theory with Asteroseismology of the Massive Pulsating DA Star BPM 37093| périodique=[[The Astrophysical Journal]]| volume=605| numéro=2| mois=avril| année=2004| pages=L133-L136| url =http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...605L.133M| doi=10.1086/420884| consulté le=4 octobre 2009}}.</ref>. La structure cristalline serait alors de type [[cubique centré]]<ref name="cosmochronology" />{{,}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 =J. L. | nom1 =Barrat | prénom2 =J. P. |nom2=Hansen |prénom3=R. |nom3=Mochkovitch | titre = Crystallization of carbon-oxygen mixtures in white dwarfs | périodique = Astronomy and Astrophysics |lien périodique= Astronomy and Astrophysics | éditeur = [[EDP Sciences]] | volume = 199 | numéro = 1-2 | mois = juin | année = 1988 | pages = L15-L18 | url texte =http://adsabs.harvard.edu/abs/1988A&A...199L..15B | issn = 0004-6361 | consulté le = 4 octobre 2009}}.</ref>. En 1995, Winget souligna que des observations [[astérosismologie|astérosismologiques]] de [[#Variabilité|naines blanches pulsantes]] conduisait à une vérification possible de la théorie de la cristallisation<ref>{{Article | langue =en | prénom1 =D. E. | nom1 = Winget | titre = The Status of White Dwarf Asteroseismology and a Glimpse of the Road Ahead | périodique = Baltic Astronomy | volume = 4 | année =1995 | pages = 19-136 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1995BaltA...4..129W | consulté le = 4 octobre 2009}}.</ref>, et en 2004, Travis Metcalfe et une équipe de chercheurs du ''[[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]]'' estimèrent, sur la base de ces observations, que la masse de [[BPM 37093]] s'était cristallisée à peu près à 90 %<ref name="metcalfe1" />{{,}}<ref name="lucy">{{en}} {{Lien web | url = http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/3492919.stm| titre = Diamond star thrills astronomers | auteur = David Whitehouse | année = 2004 | mois = février | site = news.bbc.co.uk | consulté le = 4 octobre 2009}}.</ref>{{,}}<ref>{{en}} {{Lien web | url = http://cfa-www.harvard.edu/press/pr0407.html| titre = The Galaxy's LargestDiamond | auteur = press release | année = 2004 | mois = février | site = cfa.harvard.edu | consulté le = 4 octobre 2009|brisé le = 2023-11-26}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = A.| nom1 = Kanaan| prénom2 = A. |nom2=Nitta |prénom3=D. E. |nom3=Winget |prénom4= S. O. |nom4=Kepler |prénom5=M. H. |nom5=Montgomery |prénom6=T. S. |nom6=Metcalfe |nom7=al.| titre = Whole Earth Telescope observations of BPM 37093 : a seismological test of crystallization theory in white dwarfs | périodique = Astronomy and Astrophysics |lien périodique=Astronomy and Astrophysics | éditeur = [[EDP Sciences]] | volume = 432 | année = 2005 | pages =219-224 | url texte = https://arxiv.org/abs/astro-ph/0411199v1 | consulté le = 4 octobre 2009}}.</ref>. D'autres travaux estiment la masse cristallisée entre 32 et 82 %<ref name="Brassard">{{Article | langue =en | prénom1 =P. | nom1 = Brassard | prénom2 = G. |nom2=Fontaine|lien auteur2 = Gilles Fontaine| titre = Asteroseismology of the Crystallized ZZ Ceti Star BPM 37093 : A Different View | périodique = The Astrophysical Journal | lien périodique = Astrophysical Journal | volume = 622 | numéro = 1 | mois = mars | année = 2005 | pages = 572-576 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...622..572B | doi = 10.1086/428116 | consulté le =4 octobre 2009}}.</ref>.

En 1968, Van Horn montre que la libération de [[Enthalpie de changement d'état|chaleur latente]] par la cristallisation devrait se manifester dans la statistique des naines blanches<ref>{{article| langue=en| titre=Crystallization of White Dwarfs| auteur=H. M. Van Horn| périodique=[[The Astronomical Journal]]| volume=151| pages=227-238| date=janvier 1968| doi=10.1086/149432}}.</ref>. Une cinquantaine d'années plus tard, l'étude de la répartition dans le [[Diagramme de Hertzsprung-Russell|diagramme H-R]] de {{unité|15000 naines}} blanches situées à moins de {{nobr|100 [[parsec]]s}} de la Terre (un sous-ensemble de l'inventaire de [[Gaia (satellite)|Gaïa]]) montre le pic attendu dans un diagramme logarithmique du nombre de naines blanches {{page h'|versus|vs}} la [[magnitude absolue|luminosité absolue]]<ref name=Wilson2019/>. Les noyaux d'oxygène, de plus grande [[charge électrique]] que ceux de carbone, devraient être les premiers à cristalliser (dans un réseau [[cubique à faces centrées]] d'après les calculs théoriques), et devraient aussi, en raison de la densité supérieure du solide, sédimenter au centre de l'étoile et dissiper une [[énergie potentielle gravitationnelle|énergie potentielle de gravitation]] qui s'ajoute à la chaleur latente. Un grand nombre des naines blanches que nous observons doivent ainsi se refroidir moins vite que prévu par les modèles n'incluant pas la cristallisation, et être donc plus vieilles qu'on ne pensait, jusqu'à deux milliards d'années plus vieilles<ref>{{article| langue=en| titre=Core crystallization and pile-up in the cooling sequence of evolving white dwarfs| auteur1=Pier-Emmanuel Tremblay| auteur2=Gilles Fontaine| auteur31=Nicola Pietro Gentile Fusillo| auteur4=Bart H. Dunlap| auteur5=Boris T. Gänsicke| et al.=oui| périodique=Nature| lien périodique=Nature (revue)| volume=565| pages=202-205| date=10 janvier 2019| doi=10.1038/s41586-018-0791-x}}.</ref>.

== Formation et composition ==

=== Processus de formation ===
Les naines blanches constitueraient la forme résiduelle en [[évolution stellaire|fin de vie]] des étoiles de la [[séquence principale]] dont la masse est comprise entre 0,07 et 10 masses solaires (''M''<sub>☉</sub>)<ref name="cosmochronology" />{{,}}<ref name="evo">
{{Article| langue = en | prénom1 =A.| nom1 = Heger| prénom2 =C. L.| nom2 = Fryer| prénom3 = S. E.| nom3 = Woosley| prénom4 =N.| nom4 = Langer | prénom5 =D. H.| nom5 = Hartmann| titre = How Massive Single Stars End Their Life| périodique = The Astrophysical Journal| lien périodique = Astrophysical Journal| volume =591| numéro =1| année = 2003| pages =288-300| url texte =http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H| consulté le =3 octobre 2009}}.</ref>, et qui n'ont pas explosé en [[supernova]]. À la fin de leur vie, ces étoiles ont [[fusion (physique)|fusionné]] la plus grande partie de leur [[hydrogène]] en [[hélium]]. Privées de combustible, elles s'effondrent sur elles-mêmes sous l'effet de la [[gravitation]]. La pression et la température du [[Étoile#Noyau|cœur]] augmentant, la fusion de l'hélium commence, produisant des éléments plus lourds et en particulier le [[carbone]]. Cette énergie nouvelle fait gonfler l'étoile, qui devient alors une [[géante rouge]].

Cependant, l'hélium est très rapidement consommé ; lorsque la fusion de l'hélium se termine, la contraction de l'étoile reprend. Sa faible masse ne permettant pas d'atteindre des températures et des pressions suffisantes pour démarrer la fusion du carbone, le cœur s'effondre en une naine blanche, tandis que les couches externes de l'étoile rebondissent violemment sur cette surface solide et sont projetées dans l'espace sous forme de [[nébuleuse planétaire]]. Le résultat de ce processus est donc une naine blanche très chaude entourée d'un nuage de gaz composé essentiellement de l'hydrogène et de l'hélium (et d'un peu de carbone) non consommés lors de la fusion.

[[Fichier:Vie du soleil.jpg|vignette|centre|redresse=2.5|Le cycle de vie du [[Soleil]].]]

Finalement, la composition d'une naine blanche dépend de la masse initiale de l'étoile dont elle est issue.

{{Image label début
|image=HR-diag-no-text-2.svg
|width=400
|float=right
}}
{{Image label|x=0.2|y=1|scale=400|text=[[Diagramme de Hertzsprung-Russell|<span style="color: #000080; font-size: 110%">Diagramme de Hertzsprung-Russell</span>]]}}
{{Image label|x=0.47|y=1.1|scale=400|text=[[Type spectral|<span style="color: #000080; font-size: 120%">Type spectral</span>]]}}
{{Image label|x=0.82|y=0.93|scale=400|text=[[Naine brune|<span style="color: white; font-size: 100%">Naine brunes</span>]]}}
{{Image label|x=0.40|y=0.81|scale=400|text=<span style="color: black; font-size: 100%">Naines blanches</span>}}
{{Image label|x=0.85|y=0.77|scale=400|text=[[Naine rouge|<span style="color: white; font-size: 100%">Naine rouges</span>]]}}
{{Image label|x=0.52|y=0.69|scale=400|text=[[étoile sous-naine|<span style="color: black; font-size: 100%">Sous-naines</span>]]}}
{{Image label|x=0.25|y=0.575|scale=400|text=[[Séquence principale|<span style="color: black; font-size: 100%">Séquence principale</span>]]}}
{{Image label|x=0.30|y=0.625|scale=400|text=[[Séquence principale|<span style="color: black; font-size: 100%">(naines)</span>]]}}
{{Image label|x=0.67|y=0.48|scale=400|text=[[Sous-géante|<span style="color: black; font-size: 100%">Sous-géantes</span>]]}}
{{Image label|x=0.45|y=0.43|scale=400|text=[[Étoile géante|<span style="color: black; font-size: 100%">Géantes</span>]]}}
{{Image label|x=0.5|y=0.35|scale=400|text=[[Étoile géante|<span style="color: black; font-size: 100%">Géantes lumineuses</span>]]}}
{{Image label|x=0.45|y=0.28|scale=400|text=[[Supergéante|<span style="color: black; font-size: 100%">Supergéantes</span>]]}}
{{Image label|x=0.45|y=0.198|scale=400|text=[[Hypergéante|<span style="color: black; font-size: 100%">Hypergéantes</span>]]}}
{{Image label|x=0.02|y=0.55|scale=400|text=[[Magnitude absolue|<span style="color: #000080; font-size: 100%">Magnitude</span>]]}}
{{Image label|x=0.03|y=0.60|scale=400|text=[[Magnitude absolue|<span style="color: #000080; font-size: 100%">absolue</span>]]}}
{{Image label|x=0.05|y=0.65|scale=400|text=[[Magnitude absolue|<span style="color: #000080; font-size: 100%">(M<sub>V</sub>)</span>]]}}
{{Image label fin}}

=== Étoiles de très faible masse ===
Une étoile de la séquence principale dont la masse est inférieure à approximativement {{unité|0.5|M<sub><math>\scriptstyle\odot</math></sub>}} ne deviendra jamais assez chaude pour amorcer la fusion de l'hélium dans son cœur. Sur une durée excédant l'[[âge de l'Univers]] ({{unité|~13.7|milliards}} d'années<ref name="aou"/>), ce type d'étoiles devrait brûler la totalité de son hydrogène et achever son évolution en une naine blanche d'hélium, principalement composée de noyaux d'{{nobr|[[hélium]] 4}}<ref name="LAU97">{{Article| langue = en | prénom1 =Gregory | nom1 =Laughlin | prénom2 =Peter | nom2 =Bodenheimer | prénom3 =Fred C. | nom3 = Adams| titre = The End of the Main Sequence| lien périodique=Astrophysical Journal |périodique = Astrophysical Journal | volume =482| numéro =1| mois =juin| année = 1997| pages =420–432| url texte =http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...482..420L| consulté le =3 octobre 2009}}.</ref>. Le temps nécessaire à ce processus conduit à penser qu'il n'est pas à l'origine des naines blanches d'hélium observées. Elles résulteraient plutôt d'un transfert de masse dans un [[étoile binaire|système binaire]]<ref name="rln"/>{{,}}<ref name="apj606_L147"/>{{,}}<ref name="he2"/>{{,}}<ref name="sj">
{{en}} {{Lien web | url = http://www.arm.ac.uk/~csj/astnow.html | titre = Beyond Maturity : Stellar Evolution Beyond the Main Sequence | auteur = Simon Jeffery | année = 1998 | consulté le =3 octobre 2009}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = M. J.| nom1 = Sarna|prénom2 = E. |nom2=Ergma |prénom3=J. |nom3=Gerškevits| titre = Helium core white dwarf evolution—including white dwarf companions to neutron stars | lien périodique=Astronomische Nachrichten |périodique = Astronomische Nachrichten | volume =32 | numéro = 5-6| pages = 405–410 | mois =décembre | année = 2001 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/2001AN....322..405S| consulté le = 3 octobre 2009}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 =O. G. | nom1 = Benvenuto|prénom2 =M. A. |nom2=De Vito | titre = The formation of helium white dwarfs in close binary systems - II | lien périodique=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |périodique = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume =362 | numéro = 3| pages =891–905| mois = septembre| année = 2005 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005MNRAS.362..891B| consulté le = 3 octobre 2009}}</ref>. En 2021, cette hypothèse est confirmée avec le phénomène de [[variable cataclysmique]] (voir [[#Variables cataclysmiques|ci-dessous]]), à la suite des observations effectuées au [[Lick Observatory]]. La transition de masse dans le système binaire accélère exactement la perte de matériel à partir de future naine blanche, ce qui permet de former cette dernière sans dépasser l'âge de l'Univers<ref>Kareem El-Badry, ''Birth of the ELMs'', dans la revue ''Monthly Notices of the [[Royal Astronomical Society]]'', tome 508.3, décembre 2021 {{en}} [https://academic.oup.com/mnras/article-abstract/508/3/4106/6368873] (compte-rendu)</ref>.

=== Étoiles de masse faible et intermédiaire ===
Si la masse d'une étoile de la séquence principale se situe entre à peu près 0,5 et 8 M<sub><math>\scriptstyle\odot</math></sub>, son cœur s'échauffera suffisamment pour permettre la fusion de l'[[hélium]] en [[carbone]] et en [[oxygène]] à partir du processus de « [[réaction triple alpha]] », mais il ne parviendra jamais à une température suffisamment élevée pour fusionner le [[carbone]] en [[néon]]. Vers la fin de la période où elle procède aux réactions de fusion, une telle étoile disposera d'un cœur de carbone-oxygène n'engageant plus de réaction de fusion, entouré d'un noyau intérieur d'hélium en fusion, ainsi que d'un noyau extérieur d'hydrogène lui aussi en fusion. Sur le diagramme d'Hertzsprung-Russell, elle se situera sur la ''[[branche asymptotique des géantes]]''. Elle expulsera alors la majeure partie de son enveloppe externe, créant ainsi une [[nébuleuse]], jusqu'à ce que seul demeure le cœur de carbone-oxygène. Ce processus est à l'origine des naines blanches de carbone-oxygène qui constituent la grande majorité des naines blanches observées<ref name="sj" />{{,}}<ref name="vd1">{{en}} {{Lien web| url = http://www.shef.ac.uk/physics/people/vdhillon/teaching/phy213/phy213_lowmass.html| titre = The evolution of low-mass stars - lecture notes, Physics 213| auteur = Vik Dhillon| éditeur = université de Sheffield| consulté le = 3 octobre 2009| archiveurl = https://web.archive.org/web/20071013132728/http://shef.ac.uk/physics/people/vdhillon/teaching/phy213/phy213_lowmass.html| archivedate = 13 octobre 2007}}.</ref>{{,}}<ref name="vd2">{{en}} {{Lien web| url = http://www.shef.ac.uk/physics/people/vdhillon/teaching/phy213/phy213_lowmass.html| titre = The evolution of high-mass stars - lecture notes, Physics 213| auteur = Vik Dhillon| éditeur = University of Sheffield| consulté le = 3 octobre 2009| archiveurl = https://web.archive.org/web/20071013132728/http://shef.ac.uk/physics/people/vdhillon/teaching/phy213/phy213_lowmass.html| archivedate = 13 octobre 2007}}.</ref>.

=== Étoiles de masses intermédiaire à élevée ===
Si une étoile est suffisamment massive, son cœur parviendra à une température suffisamment élevée pour amorcer la fusion du carbone en néon, puis du néon en [[fer]]. Une telle étoile ne deviendra pas une naine blanche parce que la masse de son cœur central, qui n'est pas en fusion et qui supporte la [[pression de dégénérescence des électrons]], finira par excéder la masse maximum supportable par la pression de dégénérescence. À ce stade, le cœur de l'étoile va [[effondrement gravitationnel|s'effondrer]] et elle va exploser en une [[supernova#Classification spectrale|supernova de type II]] par effondrement du cœur, qui laisse comme résidu une [[étoile à neutrons]], un [[trou noir]], ou peut-être encore, une [[étoile compacte]] d'une forme encore plus exotique<ref name="evo" />{{,}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = Jürgen| nom1 = Schaffner-Bielich | titre = Strange quark matter in stars : a general overview | périodique = Journal of Physics G : Nuclear and Particle Physics | lien périodique = Liste des périodiques en physique#Périodiques généraux|volume = 31| numéro =6 | pages = S651-S658| éditeur = Institute of Physics (G.-B.)| mois = juin| année = 2005 | doi =10.1088/0954-3899/31/6/004 | url texte = https://arxiv.org/abs/astro-ph/0412215v1| résumé = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005JPhG...31S.651S| consulté le = 3 octobre 2009}}.</ref>. Certaines étoiles de la séquence principale, d'une masse de l'ordre de 8 à 10 M<sub><math>\scriptstyle\odot</math></sub>, bien que suffisamment massives pour amorcer la [[Fusion du carbone (réaction nucléaire)|fusion du carbone]] en néon et en magnésium, peuvent être d'une masse insuffisante pour engager la [[Fusion du néon (réaction nucléaire)|fusion du néon]]. Une telle étoile peut laisser un résidu de naine blanche composée principalement d'[[oxygène]], de [[néon]] et de [[magnésium]], à condition (1) que son cœur ne s'effondre pas et (2) que la fusion ne se produise pas avec une telle violence que l'étoile explose en une [[supernova]]<ref>{{Article | langue =en | prénom1 =Ken'ichi | nom1 =Nomoto | titre = Evolution of 8–10 solar mass stars toward electron capture supernovae. I - Formation of electron-degenerate O + Ne + Mg cores | lien périodique=Astrophysical Journal |périodique = The Astrophysical Journal | volume = 277| pages =791–805 | mois =février | année = 1984 | doi = 10.1086/161749 | url texte =http://adsabs.harvard.edu/abs/1984ApJ...277..791N | consulté le = 3 octobre 2009}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = S. E.| nom1 = Woosley| prénom2 = A. |nom2=Heger |prénom3=T. A. |nom3=Weaver| titre =The evolution and explosion of massive stars | lien périodique= Reviews of Modern Physics |périodique = Reviews of Modern Physics | volume = 74 | numéro = 4 | mois = octobre | année = 2002 | pages = 1015–1071 | résumé = http://adsabs.harvard.edu/abs/2002RvMP...74.1015W | doi = 10.1103/RevModPhys.74.1015 | consulté le =6 octobre 2009}}.</ref>. Bien que quelques naines blanches isolées aient été identifiées comme pouvant relever de ce type, la plupart des preuves d'existence de telles étoiles proviennent de novæ appelées « ONeMg » ou « novæ à néon ». Le spectre de ces [[nova|novæ]] présente en abondance le néon, le magnésium et d'autres éléments de masse intermédiaire qui n'apparaissent comme explicables que par l'accrétion de matière par une naine blanche à oxygène-néon-magnésium<ref name="oxne" />{{,}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = K. | nom1 = Werner| prénom2 = T. |nom2=Rauch |prénom3=M. A. |nom3=Barstow |prénom4=J. W. |nom4=Kruk| titre = Chandra and FUSE spectroscopy of the hot bare stellar core H 1504+65 | lien périodique=Astronomy and Astrophysics |périodique = Astronomy and Astrophysics | volume = 421 | année = 2004 | pages = 1169–1183 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A&A...421.1169W | doi =10.1051/0004-6361:20047154 | consulté le =6 octobre 2009}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = Mario| nom1 =Livio | prénom2 = James W. |nom2=Truran| titre = On the interpretation and implications of nova abundances : an abundance of riches or an overabundance of enrichments | périodique = The Astrophysical Journal | lien périodique = Astrophysical Journal | volume = 42 | numéro = 2 | mois = avril | année =1994 | pages = 797–801 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...425..797L | doi = 10.1086/174024 }}.</ref>.

== Évolutions possibles ==

=== Naine blanche solitaire ===
Une fois formée, une naine blanche est stable et va continuer à se refroidir presque indéfiniment pour finalement devenir une [[naine noire]]. En supposant que l'[[Univers]] maintienne son expansion, dans 10{{exp|19}} à 10{{exp|20}} [[Année (calendrier)|années]], les galaxies s'évaporeront, leurs étoiles s'échappant dans l'espace intergalactique<ref name="fate">{{Article | langue =en | prénom1 =Fred C. | nom1 =Adams | prénom2 =Gregory |nom2=Laughlin | titre = A dying universe : the long-term fate and evolution of astrophysical objects | périodique = [[Reviews of Modern Physics]] | volume = 69 | numéro =2 | mois =avril | année = 1997 | pages = 337-372 | url texte = https://arxiv.org/abs/astro-ph/9701131| doi = 10.1103/RevModPhys.69.337 | consulté le = 5 octobre 2009}}.</ref>. Les naines blanches devraient en général y survivre, bien qu'une collision occasionnelle entre elles puisse produire une nouvelle étoile en [[fusion nucléaire|fusion]] ou une naine blanche de masse super-Chandrasekhar qui exploserait en une supernova de type I<ref name="fate" />. La durée de vie subséquente de la naine blanche serait de l'ordre de celle du [[proton]], connue pour être au minimum de 10{{exp|32}} années. Quelques [[théorie de la grande unification|théories de la grande unification]] simples prédisent une [[période radioactive]] du proton inférieure à 10{{exp|49}} années. Si ces théories ne sont pas valables, le proton peut se désintégrer selon des processus nucléaires plus compliqués, ou par des processus de [[gravité quantique|gravitation quantique]] faisant intervenir un [[trou noir virtuel]] ; dans ces cas, la durée de vie peut aller jusqu'à 10{{exp|200}} années. Si les protons se désintègrent effectivement, la masse d'une naine blanche diminuera très progressivement avec le temps, au fur et à mesure de la désintégration de ses [[noyau atomique|noyaux]], jusqu'à perdre suffisamment de masse pour devenir une boule de matière non dégénérée, puis disparaître complètement<ref name="fate" />.

=== Naine blanche au sein d'un système stellaire ===
[[Fichier:White dwarf in AE Aquarii.jpg|vignette|Illustration d'une naine blanche à proximité d'une étoile de [[étoile#Séquence principale|la séquence principale]].]]

Les systèmes [[système stellaire|stellaire]] et [[système planétaire|planétaire]] d'une naine blanche sont des héritages de son étoile génitrice et ils peuvent interagir avec la naine blanche de façons variées. Les observations en [[spectroscopie infrarouge]] du [[Spitzer (télescope spatial)|télescope spatial Spitzer]] de la [[National Aeronautics and Space Administration|NASA]] portant sur l'étoile centrale de la [[NGC 7293|nébuleuse de l'Hélice]] suggèrent la présence d'un nuage de poussière peut-être causé par des collisions cométaires. Il est possible que des chutes de matière résultantes soient la cause des émissions de l'étoile centrale<ref>{{en}} {{Lien web | url = http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/6357765.stm | titre = Comet clash kicks up dusty haze | auteur = BBC News | année = 2007 | mois =février | consulté le = 5 octobre 2009}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = K. Y. L.| nom1 =Su| prénom2 =Y.-H. |nom2=Chu |prénom3=G. H. |nom3=Rieke |prénom4=P. J. |nom4=Huggins |prénom5=R. |nom5=Gruendl |prénom6=R. |nom6=Napiwotzki |prénom7=T. |nom7=Rauch |prénom8=W. B. |nom8=Latter |prénom9=K. |nom9=Volk | titre = A Debris Disk around the Central Star of the Helix Nebula ? | périodique = The Astrophysical Journal | lien périodique = Astrophysical Journal | volume = 657 | numéro = 1 | mois = mars | année = 2007 | pages = L41-L45 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...657L..41S | doi = 10.1086/513018 | consulté le = 6 octobre 2009}}.</ref>. Des observations similaires, réalisées en 2004, ont indiqué la présence autour de la jeune naine blanche [[G29-38]] (dont on estime la formation à 500 millions d'années, à partir de son géniteur provenant de la [[diagramme de Hertzsprung-Russell|branche asymptotique des géantes]]) d'un nuage de poussières qui peut avoir été créé par le démantèlement de comètes passées à proximité, du fait des [[force de marée|forces de marée]] engendrées par la naine blanche<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = William T.| nom1 =Reach | prénom2 = Marc J. |nom2=Kuchner |prénom3=Ted von |nom3=Hippel |prénom4=Adam |nom4=Burrows |prénom5=Fergal |nom5=Mullally |prénom6= Mukremin |nom6=Kilic |prénom7=D. E. |nom7=Winget| titre = The Dust Cloud around the White Dwarf G29-38 | périodique = The Astrophysical Journal | lien périodique = Astrophysical Journal | volume = 635 | numéro = 2 | mois = décembre | année = 2005 | pages = L161-L164 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...635L.161R | doi = 10.1086/499561 | consulté le =6 octobre 2009}}.</ref>. Si une naine blanche fait partie d'un [[système stellaire]] (donc qu'elle est dotée de compagnons stellaires), une grande variété de phénomènes peuvent se produire, y compris la transformation en [[nova]] ou en supernova de type I. Elle peut aussi devenir une source de [[rayon X|rayons X]] de très basse énergie, si elle est capable de prendre de la matière à ses compagnons suffisamment rapidement pour maintenir les réactions de fusion nucléaire à sa surface.

=== Supernova de type ''Ia'' ===
{{Article détaillé|Transformation d'une naine blanche en étoile à neutrons}}
{{Article connexe|Supernova}}

[[Fichier:SN2005ke labels.jpg|vignette|centre|redresse=3.2|Supernova 2005ke de Type Ia, détectée en 2005. Les trois images représentent l'explosion en lumière visible, dans l'ultraviolet et dans les rayons X. L'image aux rayons X fournit la preuve qu'il s'agissait de l'explosion d'une naine blanche orbitant autour d'une géante rouge.]]

==== Mécanisme principal ====
La masse d'une naine blanche isolée, qui ne serait pas en rotation, ne peut excéder la [[masse de Chandrasekhar]] d'à peu près {{unité|1.4|M<sub><math>\scriptstyle\odot</math></sub>}}<ref group=note>Cette limite peut croître dans le cas d'une rotation rapide non uniforme de la naine blanche.</ref>{{,}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = S.-C.| nom1 =Yoon | prénom2 =N. |nom2=Langer | titre = Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation | périodique = [[Astronomy and Astrophysics]] | volume = 419| numéro =2 | mois = mai | année = 2004 | pages = 623-644 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A&A...419..623Y | doi = 10.1051/0004-6361:20035822 | consulté le = 6 octobre 2009}}.</ref>. Cependant, les naines blanches dans les [[étoile binaire|systèmes binaires]] peuvent accréter de la matière de leur compagnon, ce qui augmente leur masse et leur densité {{supra|#Relation entre la masse et le rayon et masse limite}}. Lorsque leur masse approche la limite de Chandrasekhar, cela peut théoriquement mener à l'allumage explosif des réactions de [[fusion nucléaire]] dans la naine blanche, ou à son effondrement en [[étoile à neutrons]]<ref name="collapse" />. L'accrétion fournit le mécanisme actuellement favori, le « modèle à dégénérescence simple » pour les supernovas de type Ia. Dans ce modèle, une naine blanche à carbone-oxygène accrète de la matière de son compagnon<ref name="sniamodels" /> stellaire, en augmentant sa masse et en comprimant son cœur. Le chauffage serait dû à la [[Compression et détente adiabatique|compression]] du cœur qui mène à l'allumage de la [[Fusion du carbone (réaction nucléaire)|fusion du carbone]] lorsque la masse se rapproche de la limite de Chandrasekhar<ref name="sniamodels" />.

Comme c'est la pression de dégénérescence quantique de la naine blanche, et non la pression thermique, qui supporte la naine blanche contre les effets de la gravité, l'ajout de chaleur à l'intérieur de l'étoile augmente sa température mais pas sa pression, aussi, en réaction, la naine blanche ne se dilate pas, ce qui ralentirait l'échauffement. Au lieu de cela, l'accroissement de température augmente la vitesse de la réaction de fusion, en un processus qui s'emballe thermiquement. La détonation [[thermonucléaire]] consomme une grande partie de la naine blanche en quelques secondes, causant une explosion de supernova de type I qui anéantit l'étoile<ref name="osln" />{{,}}<ref name="sniamodels" />{{,}}<ref>{{Article | langue =en | prénom1 = S. I.| nom1 =Blinnikov | prénom2 = F. K. |nom2=Röpke |prénom3=E. I. |nom3=Sorokina |prénom4=M. |nom4=Gieseler |prénom5=M. |nom5=Reinecke |prénom6=C. |nom6=Travaglio |prénom7=W. |nom7=Hillebrandt |prénom8=M. |nom8=Stritzinger| titre = Theoretical light curves for deflagration models of type Ia supernova | périodique = [[Astronomy and Astrophysics]] | volume = 453 | numéro = 1 | mois = juillet | année = 2006 | pages = 229-240 | url texte = https://arxiv.org/abs/astro-ph/0603036 | doi = 10.1051/0004-6361:20054594 | consulté le = 6 octobre 2009}}.</ref>.

Une étude a cependant été menée pour caractériser les signatures dans le spectre des rayons X de ce type d'évènement au sein de [[Galaxie elliptique|galaxies elliptiques]]. Elle ne dénombre pas plus de 5 % de supernovas de type I engendrée par cannibalisme d'une étoile voisine<ref>{{Article | langue =en |prénom1=Marat |nom1=Gilfanov |prénom2=Ákos |nom2=Bogdán |titre=An upper limit on the contribution of accreting white dwarfs to the type Ia supernova rate |périodique=[[Nature]] | volume = 463 | jour=18 | mois = février | année = 2010 | pages = 924-925 | url texte = http://www.nature.com/nature/journal/v463/n7283/full/nature08685.html | doi = 10.1038/nature08685 | consulté le = 4 avril 2010}}.</ref>.

Les [[supernova]]s de type ''Ia'' (SNIa) sont des exemples particulièrement intéressants et significatifs de l'utilisation des naines blanches pour la détermination des distances en astronomie. Lorsque la naine blanche explose en une SN1a, elle devient visible à des distances considérables. Comme les paramètres physiques de l'explosion sont toujours voisins, la courbe de luminosité des supernovas est approximativement la même et bien étalonnée : leur survenance permet d'évaluer avec précision leur distance et, par conséquent, celle de leur galaxie-hôte (ce sont des [[Chandelle standard|chandelles standards]]).

==== Autres mécanismes ====
[[Fichier:White dwarfs circling each other and then colliding.gif|vignette|redresse=0.8|Séquence en trois phases de la « fusion » de deux naines blanches.]]

* Un autre mécanisme est possible pour les supernovas de type ''Ia'' : le « modèle à double dégénérescence ». Deux naines blanches à carbone-oxygène d'un système binaire fusionnent, créant un objet d'une masse supérieure à la limite de Chandrasekhar dans lequel, alors, s'allume la fusion du carbone<ref name="sniamodels" />. Ainsi, dans le cas de la supernova immatriculée [[SN&nbsp;2007if]], il a pu être déterminé que l’astre géniteur avait une masse de {{unité|2.1|M<sub><math>\scriptstyle\odot</math></sub>}}. Cet astre géniteur était vraisemblablement le résultat de la fusion de deux naines blanches<ref>{{fr}} [http://www.futura-sciences.com/fr/news/t/astronomie/d/des-supernovae-sn-ia-depassant-la-limite-de-chandrasekhar_23043/ Futura-Sciences.com ; « Des supernovae SN Ia dépassant la limite de Chandrasekhar ? »] ; publié le 18 mars 2010, consulté en juillet 2010.</ref>. Ce sous-type de supernovas se caractérise par une émission de carbone et de [[silicium]] anormalement élevée, ainsi que par une luminosité plus importante. Mais ce genre d’événement semble suffisamment exceptionnel pour ne pas remettre en cause le principe des « chandelles standards » évoqué plus haut, même si cela pourrait perturber les mesures les plus précises<ref>{{fr}} [http://www.futura-sciences.com/fr/news/t/astronomie/d/des-collisions-de-naines-blanches-generent-des-supernovae_13462/ Futura-Sciences.com ; « Des collisions de naines blanches génèrent des supernovae ! »] publié le 6 novembre 2007, consulté en juillet 2010.</ref>.
* ''A contrario'', il semble que dans des circonstances particulières une naine blanche puisse exploser en supernova ''Ia'' alors que sa masse est très inférieure à la limite de Chandrasekhar (un exemple est donné avec une masse de seulement 0,2&nbsp;M<sub><math>\scriptstyle\odot</math></sub>). Cela serait possible si ladite naine blanche passait à proximité immédiate d’un [[trou noir intermédiaire|trou noir de masse intermédiaire]] : les [[forces de marée]] très intenses déformeraient fortement la naine blanche, ce qui pourrait localement provoquer une compression et une augmentation de la température capables d’enclencher la fusion du carbone. Là encore ce cas de figure est supposé rare : on estime que ces supernovas seraient cent fois moins fréquentes que les supernovas ''Ia'' types<ref>{{fr}} [http://www.futura-sciences.com/fr/news/t/astronomie/d/trous-noirs-et-naines-blanches-des-rencontres-explosives_14503/ Futura-Sciences ; « Trous noirs et naines blanches : des rencontres explosives ? »] ; publié le 9 février 2008, consulté en juillet 2010.</ref>.

=== Variables cataclysmiques ===
{{Article détaillé|Variable cataclysmique}}

Dans un [[Étoile binaire|système binaire]] serré, avant que l'accrétion de matière ne pousse une naine blanche aux abords immédiats de la [[limite de Chandrasekhar]], de la matière accrétée riche en [[hydrogène]] à la surface peut s'enflammer dans un type moins destructeur d'explosion thermonucléaire animée par la [[fusion nucléaire|fusion de l'hydrogène]]. Comme le cœur de la naine blanche demeure intact, ces explosions superficielles peuvent se répéter aussi longtemps que dure l'accrétion. Cette sorte plus faible de phénomène cataclysmique répétitif est appelée une [[nova]] (classique). Les astronomes ont aussi observé des [[Nova naine|novæ naines]], avec des pics de luminosité plus petits et plus fréquents que les novæ classiques. Ils seraient causés par la libération d'[[énergie potentielle gravitationnelle]] lorsqu'une partie du disque d'accrétion s'effondre sur l'étoile, plutôt que par la fusion. En général, on appelle « [[variable cataclysmique|variables cataclysmiques]] » les systèmes binaires où une naine blanche accrète de la matière provenant de son compagnon stellaire. Novæ classiques et novæ naines sont rangées en de nombreuses classes<ref name="osln" />{{,}}<ref name="sniamodels" />{{,}}<ref name="nasa1">{{en}} {{Lien web | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cataclysmic_variables.html | titre = Imagine the Universe ! Cataclysmic Variables | auteur = fact sheet at NASA Goddard | année = 2008 | consulté le =6 octobre 2009}}.</ref>{{,}}<ref name="nasa2">{{en}} {{Lien web | url = http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/cvs/cvstext.html | titre = Introduction to Cataclysmic Variables (CVs) | auteur = fact sheet at NASA Goddard | année = 2006 | consulté le =6 octobre 2009}}.</ref>. Les variables cataclysmiques de fusion et de gravitation sont des sources de [[rayon X]]<ref name="nasa2" />.

=== Micronova ===
En 2022, une équipe utilisant le [[Très Grand Télescope]] présenta  sa découverte de trois micronovæ, un phénomène inconnu jusqu'ici. Il s'agit d'une explosion [[thermonucléaire]], tout comme la supernova type Ia, mais avec moins d'énergie. Le phénomène ne dure que quelques heures, en brûlant {{unité|20000000|milliards de kg}} environ de matières. L'équipe identifia que tous les cas étaient liés aux naines blanches<ref>[[Observatoire européen austral]], article n° 2207 ''Les astronomes découvrent les micronovæ, un nouveau type d'explosion stellaire'', le 20 avril 2022 [https://www.eso.org/public/france/news/eso2207/]</ref>.

== Disques de débris et planètes ==
En 1987, un [[Excès d'infrarouge|excès infrarouge]] est détecté dans le spectre de la naine blanche G29-38<ref>{{Article|langue=en|prénom1=B.|prénom2=E. E.|nom1=Zuckerman|nom2=Becklin|titre=Excess infrared radiation from a white dwarf—an orbiting brown dwarf?|périodique=Nature|volume=330|date=1987-11-18|doi=10.1038/330138a0|lire en ligne=http://www.nature.com/nature/journal/v330/n6144/abs/330138a0.html|consulté le=2016-03-01|pages=138–140}}</ref>. Une analyse des modes de pulsation de cet objet a permis de montrer que cet excès est dû à la présence d'un [[disque de débris]] autour de cette étoile<ref>{{Article|langue=en|prénom1=James R.|prénom2=K.|prénom3=G.|prénom4=B. T.|nom1=Graham|nom2=Matthews|nom3=Neugebauer|nom4=Soifer|titre=The infrared excess of G29-38 - A brown dwarf or dust?|périodique=The Astrophysical Journal|volume=357|date=1990-07-01|doi=10.1086/168907|lire en ligne=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1086/168907|consulté le=2016-03-01}}</ref>. Depuis G29-38, plusieurs systèmes semblables ont été détectés: en 2016, 35 étaient répertoriés<ref>{{Article|langue=en|prénom1=M.|prénom2=J.|prénom3=B. T.|prénom4=C.|nom1=Rocchetto|nom2=Farihi|nom3=Gänsicke|nom4=Bergfors|titre=The frequency and infrared brightness of circumstellar discs at white dwarfs|périodique=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=449|date=2015-05-01|issn=0035-8711|issn2=1365-2966|doi=10.1093/mnras/stv282|lire en ligne=http://mnras.oxfordjournals.org/content/449/1/574|consulté le=2016-03-01|pages=574–587}}</ref>. Ces disques de débris ont été formés après qu'un corps rocheux ([[astéroïde]], [[Planète mineure|planétoïde]] ou [[planète]]) a été détruit par les [[Force de marée|forces de marée]] exercées par la naine blanche hôte<ref>{{Article|langue=en|prénom1=M.|nom1=Jura|titre=A Tidally Disrupted Asteroid around the White Dwarf G29-38|périodique=The Astrophysical Journal Letters|volume=584|date=2003-01-01|issn=1538-4357|doi=10.1086/374036|lire en ligne=http://stacks.iop.org/1538-4357/584/i=2/a=L91|consulté le=2016-03-01|pages=L91}}</ref>{{,}}<ref>{{Article|langue=en|prénom1=John H.|prénom2=Kevin J.|prénom3=Christopher|nom1=Debes|nom2=Walsh|nom3=Stark|titre=The Link between Planetary Systems, Dusty White Dwarfs, and Metal-polluted White Dwarfs|périodique=The Astrophysical Journal|volume=747|date=2012-01-01|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/747/2/148|lire en ligne=http://stacks.iop.org/0004-637X/747/i=2/a=148|consulté le=2016-03-01|pages=148}}</ref>.

Ultimement, la naine blanche accrète la matière composant le disque et des éléments lourds (aluminium, calcium, fer, nickel, silicium) « polluent » son atmosphère. Ces éléments sont responsables de raies d'absorption dans le spectre de la naine blanche et il devient alors possible de déterminer la composition chimique du corps rocheux responsable du disque de débris<ref>{{Article|langue=en|prénom1=J.|prénom2=B. T.|prénom3=D.|nom1=Farihi|nom2=Gänsicke|nom3=Koester|titre=Evidence for Water in the Rocky Debris of a Disrupted Extrasolar Minor Planet|périodique=Science|volume=342|date=2013-10-11|issn=0036-8075|issn2=1095-9203|pmid=24115434|doi=10.1126/science.1239447|lire en ligne=http://science.sciencemag.org/content/342/6155/218|consulté le=2016-03-01|pages=218–220}}</ref>. Jusqu'à une naine blanche sur deux montre la présence de [[Raie spectrale|raies spectrales]] associées à des éléments lourds<ref>{{Article|prénom1=D.|prénom2=B. T.|prénom3=J.|nom1=Koester|nom2=Gänsicke|nom3=Farihi|titre=The frequency of planetary debris around young white dwarfs|périodique=Astronomy & Astrophysics|volume=566|année=2014|doi=10.1051/0004-6361/201423691|lire en ligne=http://www.aanda.org/10.1051/0004-6361/201423691|consulté le=2016-03-01}}</ref>.

En 2015, le [[Kepler (télescope spatial)|télescope spatial Kepler]] a détecté des [[Planétésimal|planétésimaux]] en cours de désintégration autour de la naine blanche [[WD 1145+017]]<ref>{{Article|prénom1=Andrew|prénom2=John Asher|prénom3=Saul|prénom4=Allyson|nom1=Vanderburg|nom2=Johnson|nom3=Rappaport|nom4=Bieryla|titre=A disintegrating minor planet transiting a white dwarf|périodique=Nature|volume=526|année=2015|doi=10.1038/nature15527|lire en ligne=http://www.nature.com/doifinder/10.1038/nature15527|pages=546–549}}</ref>. Un autre planétésimal a été détecté en 2019 autour de la naine blanche « polluée » [[SDSS J122859.93+104032.9]]. Sa densité, entre {{unité|7,7 et 39 g/cm3}}, indique qu'il pourrait d'agir des restes du noyau métallique d'une ancienne planète<ref>{{article| langue=en| titre=A glance into the end of a planetary system| auteur=Luca Fossati| date=5 avril 2019| périodique=Science| lien périodique=Science (revue)| volume=364| numéro=6435| pages=25-26| doi=10.1126/science.aax0051}}.</ref>{{,}}<ref>{{article| langue=en| titre=A planetesimal orbiting within the debris disc around a white dwarf star| auteur1=Christopher J. Manser| auteur2=Boris T. Gänsicke| auteur3=Siegfried Eggl| auteur4=Mark Hollands| auteur5=Paula Izquierdo| et al.=oui| date=5 avril 2019| périodique=Science| lien périodique=Science (revue)| volume=364| numéro=6435| pages=66-69| doi=10.1126/science.aat5330}}.</ref>.

En 2020, les baisses de luminosité de la naine blanche [[WD 1856+534]], observées en 2019, sont interprétées comme le [[transit (astronomie)|transit]] d'une [[planète géante]], dénommée {{nobr|WD 1856b}}. Elle a une masse d'au maximum {{nobr|14 [[masse jovienne|masses joviennes]]}} (''M''{{ind|J}}), et une [[Période de révolution|période orbitale]] d'environ {{unité|34 h}}. Le fait que cette planète ait survécu aux [[force de marée|forces de marée]] lors de la transformation de l'étoile en naine blanche met en difficulté les modèles actuels d'[[évolution stellaire]], et notamment ceux des [[binaire à enveloppe commune|binaires à enveloppe commune]]<ref>{{article| langue=en| titre=A giant planet candidate transiting a white dwarf| auteur1=Andrew Vanderburg| auteur2=Saul A. Rappaport| auteur3=Siyi Xu| auteur4=Ian J. M. Crossfield| auteur5=Juliette C. Becker| et al.=oui| périodique=[[Nature (revue)|Nature]]| volume=585| pages=363-367| date=17 septembre 2020| doi=10.1038/s41586-020-2713-y}}.</ref>.

== Notes et références ==
{{Traduction/Référence|en|White dwarf|316686042}}

=== Notes ===
{{Références|groupe=note}}

=== Références ===
{{Références nombreuses|taille=24|références=
<ref name="TOD07">{{en}} {{Lien web | url = http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.posted.htm | titre = The One Hundred Nearest Star Systems | auteur = J. Henry Todd | mois =avril | année = 2007 | éditeur = RECONS | consulté le = 2 octobre 2009|brisé le = 2023-11-26}}.</ref>
<ref name="rln">{{en}} {{Lien web | url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | titre = Late stages of evolution for low-mass stars | auteur = Michael Richmond | éditeur = lecture notes, Physics 230, [[Rochester Institute of Technology]] | consulté le = 2 octobre 2009}}.</ref>
<ref name="aou">{{Article | langue =en | prénom1 =D. N. | nom1 =Spergel |nom2 =al. | titre =Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology | périodique = arXiv | volume = astro-ph | pages =0603449v2 | mois =février | année = 2007 | doi =10.1086/513700| url texte =https://arxiv.org/abs/astro-ph/0603449v2 | consulté le = 2 octobre 2009}}.</ref>
<ref name="cosmochronology">{{Article | langue =en | prénom1 = G.| nom1 = Fontaine|lien auteur1 = Gilles Fontaine|prénom2 = P. |nom2=Brassard |prénom3=P. |nom4=Bergeron| titre = The Potential of White Dwarf Cosmochronology | périodique = Publications of the Astronomical Society of the Pacific|lien périodique = Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume =113 | pages =409–435 | éditeur = [[University of Chicago Press]] | mois =avril | année =2001 | doi = 10.1086/319535 | url texte =http://adsabs.harvard.edu/abs/2001PASP..113..409F | consulté le = 2 octobre 2009}}.</ref>
<ref name="oxne">{{Ouvrage |langue=en |prénom1=K. |nom1=Werner |prénom2=N. J. |nom2=Hammer |prénom3=T. |nom3=Nagel |prénom4=T. |nom4=Rauch |prénom5=S. |nom5=Dreizler |titre=14th European Workshop on White Dwarfs |sous-titre=Proceedings of a meeting held at Kiel, 19-23 juillet 2004 |lieu=San Francisco |éditeur=D. Koester and S. Moehler : Astronomical Society of the Pacific |année=2005 |passage=165 ff. |isbn= |lire en ligne=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ASPC..334..165W |consulté le=2 octobre 2009 |titre chapitre=On Possible Oxygen/Neon White Dwarfs: H1504+65 and the White Dwarf Donors in Ultracompact X-ray Binaries}}.</ref>
<ref name="apj606_L147">{{Article | langue =en | prénom1 = James | nom1 =Liebert | prénom2 = P. |nom2=Bergeron |prénom3=Daniel |nom3=Eisenstein |prénom4=H.C. |nom4=Harris |prénom5= S.J. |nom5=Kleinman |prénom6=Atsuko |nom6=Nitta |prénom7=Jurek |nom7=Krzesinski | titre = A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass | périodique = The Astrophysical Journal Letters | lien périodique = Astrophysical Journal | éditeur = Institute of Physics Publishing | lieu = G.-B. | volume = 606 | mois = mai | année =2004 | pages = L147-L149 | issn = 0004-637X| issn2 = 1538-4357 | résumé = http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...606L.147L | url texte = http://www.iop.org/EJ/article/1538-4357/606/2/L147/59863.web.pdf?request-id=8f17b117-363a-4f8c-b6c0-d49d13d8998e | doi = 10.1086/421462 | consulté le = 2 octobre 2009}}.</ref>
<ref name="he2">{{en}} {{Lien web | url = http://spaceflightnow.com/news/n0704/17whitedwarf | titre = Cosmic weight loss : The lowest mass white dwarf | auteur = communiqué de presse | mois =avril | année = 2007 | éditeur = [[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]] | consulté le = 2 octobre 2009}}.</ref>
<ref name="osln">{{Ouvrage |langue=en |prénom1=Jennifer |nom1=Johnson |titre=Extreme Stars : White Dwarfs and Neutron Stars |sous-titre=Lecture notes, Astronomy 162 |lieu=Columbus, Ohio, (E.-U.) |éditeur=[[Université de l'État de l'Ohio|Ohio State University]] |année= |isbn= |lire en ligne=http://www.astronomy.ohio-state.edu/~jaj/Ast162/lectures/notesWL22.pdf |consulté le=2 octobre 2009}}</ref>
}}

== Voir aussi ==
{{Autres projets
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=== Bibliographie ===
Cet article étant pour l'essentiel traduit de la [[Wikipédia en anglais]], la bibliographie présentée ci-dessous fait principalement état de littérature anglophone.

; Généralités
* {{en}} White Dwarf Stars, Steven D. Kawaler, in ''Stellar remnants'', S. D. Kawaler, I. Novikov, and G. Srinivasan, edited by Georges Meynet and Daniel Schaerer, Berlin : Springer, 1997. Lecture notes for Saas-Fee advanced course number 25 {{ISBN|978-3-540-61520-0}}.
* {{en}} [http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/292/5525/2211a?ck=nck White Dwarfs and Dark Matter], B. K. Gibson and C. Flynn, ''Science'' '''292''', #5525 (June 22, 2001), {{p.|2211}}, {{doi|10.1126/science.292.5525.2211a}}, {{PMID|11423620}}.
* {{en}} ''Black holes, white dwarfs, and neutron stars : the physics of compact objects'', Stuart L. Shapiro and Saul A. Teukolsky, New York : Wiley, 1983 {{ISBN|978-0-471-87317-4}}.

; Physique
* {{en}} [http://adsabs.harvard.edu/abs/1990RPPh...53..837K Physics of white dwarf stars], D. Koester and G. Chanmugam, ''Reports on Progress in Physics'' '''53''' (1990), {{p.|837–915}}.
* {{en}} [http://www.davegentile.com/thesis/white_dwarfs.html ''White dwarf stars and the Chandrasekhar limit''], Dave Gentile, Master's thesis, [[DePaul University]], 1995.
* {{en}} [http://www.sciencebits.com/StellarEquipartition Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition], sciencebits.com. Discusses how to find mass-radius relations and mass limits for white dwarfs using simple energy arguments.
* {{en}} [http://adsabs.harvard.edu/abs/2000PASP..112..873W Magnetism in Isolated and Binary White Dwarfs], D. T. Wickramasinghe and Lilia Ferrario, ''Publications of the Astronomical Society of the Pacific'' '''112''', #773 (July 2000), {{p.|873–924}}.
* {{en}} [https://dx.doi.org/10.1088/0953-8984/10/49/014 Asteroseismology of white dwarf stars], D. E. Winget, ''Journal of Physics : Condensed Matter'' '''10''', #49 (December 14, 1998), {{p.|11247–11261}}, {{doi|10.1088/0953-8984/10/49/014}}.
* {{Article| langue=en| titre=Current challenges in the physics of white dwarf stars| auteur1=Didier Saumon| auteur2=Simon Blouin| auteur3=Pier-Emmanuel Tremblay| périodique=[[Physics Reports]]| volume=988| date=19 novembre 2022| pages=1-63| doi=10.1016/j.physrep.2022.09.001}}

; Observations
* {{en}} [http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...494..759P Testing the White Dwarf Mass-Radius Relation with HIPPARCOS], J. L. Provencal, H. L. Shipman, Erik Hog, P. Thejll, ''The Astrophysical Journal'' '''494''' (February 20, 1998), {{p.|759–767}}.
* {{en}} [http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...612L.129G Discovery of New Ultracool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey], Evalyn Gates, Geza Gyuk, Hugh C. Harris, Mark Subbarao, Scott Anderson, S. J. Kleinman, James Liebert, Howard Brewington, J. Brinkmann, Michael Harvanek, Jurek Krzesinski, Don Q. Lamb, Dan Long, Eric H. Neilsen, Jr., Peter R. Newman, Atsuko Nitta, and Stephanie A. Snedden, ''The Astrophysical Journal'' '''612''', #2 (September 2004), p.&nbsp;L129–L132.
* {{en}} [http://www.astronomy.villanova.edu/WDCatalog/index.html Villanova University White Dwarf Catalogue WD], G. P. McCook and E. M. Sion.
* {{en}} [http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Natur.450..522D White dwarf stars with carbon atmospheres], P. Dufour, James Liebert, [[Gilles Fontaine|G. Fontaine]], and N. Behara, ''Nature'' '''450''' (22 novembre 2007), {{p.|522–524}}, {{doi|10.1038/nature06318}}.

; Images
* [http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap100221.html NGC 2440: Cocon d'une nouvelle Naine Blanche] 21 février 2010 ;
* [http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap091231.html poussière et La nébuleuse Helix] 31 décembre 2009 ;
* [http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap090303.html la Nébuleuse Helix depuis l'observatoire La Silla] 3 mars 2009 ;
* [http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap080727.html IC 4406: Une nébuleuse apparemment carré] 27 juillet 2008 ;
* [http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap060307.html une supernova à proximité de la galaxie Spirale M100] 7 mars 2006 ;
* [http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap050601.html une étoile Naine Blanche en spirale] {{1er}} juin 2005.

=== Articles connexes ===
* [[Listes de naines blanches]]
* [[Type spectral]]
* [[Étoile à neutrons]]
* [[Étoile PG 1159]]
* [[Matière dégénérée]]
* [[Naine blanche à pulsations]]
* [[Variable cataclysmique]]
* [[Nébuleuse planétaire]]
* [[Supernova]]
* [[Nova]]
* [[Nova naine]]

{{Palette|Étoile}}
{{Portail|astronomie|étoiles}}
{{Article de qualité|oldid=53183000|date=17 mai 2010}}

[[Catégorie:Naine blanche|*]]