Description: Les étoiles dont la masse initiale est jusqu'à huit fois supérieure à celle du Soleil devraient finir leur vie sous forme de naines blanches. C'est le cas de notre Soleil. Les naines blanches ont une densité très élevée. Une naine blanche typique correspond à la masse du Soleil comprimée dans une boule légèrement plus grande que la taille de la Terre. Une naine blanche ne produit plus d'énergie à partir de réactions nucléaires dans son noyau, mais brille grâce à l'énergie qui lui reste. Les naines blanches les plus chaudes, du point de vue de leur température de surface, apparaissent bleues ou blanches en raison de l'énergie qu'elles émettent. Le cœur d'une naine blanche peut être constitué d'hélium, de carbone-oxygène ou d'oxygène-néon-magnésium, en fonction de la masse initiale de l'étoile. L'auto-gravité ne fait pas contracter le cœur d'une naine blanche en raison de la pression intérieure de dégénérescence des électrons, un phénomène quantique. La pression de dégénérescence ne peut soutenir que les naines blanches dont la masse finale ne dépasse pas 1,4 fois celle du Soleil. Les restes stellaires dont la masse est supérieure à cette limite (connue sous le nom de limite de Chandrasekhar) sont soit des étoiles à neutrons, soit des trous noirs.

Related Terms:

• Trou noir
• Étoile à neutrons
• Stellar Evolution
• Stellar Remnants
• Electron
• Luminosity Class

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