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L'astrophoto facile

Vie des étoiles

Source : http://astronomia.fr/4eme_partie/evolution.php

 

Une étoile est un corps céleste qui rayonne sa propre lumière par réactions de fusion nucléaire, jusqu'au stade final de son évolution comme les naines blanches ou les étoiles à neutrons.

 

C'est une masse de gaz et de plasma (le 4e état de la matière) soumise à deux forces antagonistes :

  • sa propre gravité, qui tend à l’écraser
  • une pression en son cœur, qui tend à la dilater.

 

Le plus souvent, ces deux forces antagonistes s’équilibrent et les étoiles sont stables, parfois pendant des milliards d’années. Lorsqu’un équilibre est rompu, l’étoile traverse une phase de transition vers un nouvel équilibre.

 

La gravité : à l'extérieur de l'étoile, c’est une force proportionnelle à la masse de l’étoile, dirigée vers son centre de masse, et inversement proportionnelle au carré de la distance à celui-ci. A l'intérieur de l'étoile, la gravité diminue jusqu'à s'annuler au centre (mais la pression est maximum).

 

Forces d’équilibre :

  • la première est la chaleur. Elle agite les particules, et produit une pression qui freine ou bloque la contraction. Cette chaleur peut avoir deux sources :
    • l’énergie gravitationnelle.
      En tombant vers le centre, le gaz d’une étoile se comprime et s’échauffe.
    • la fusion thermonucléaire
      Ce processus fusionne plusieurs atomes d’un élément léger pour produire un élément plus lourd. L’énergie produite est proportionnelle à la perte de masse (e=mc²) et chauffe le cœur de l’étoile. Cela dure tant qu’il y a du carburant.
       
  • la seconde est la pression de Fermi.
    Elle est engendrée par les électrons ou les neutrons que contient l’étoile, dont l'agitation produit une pression, un peu comme dans un gaz. Cette pression concerne la fin de vie d’une étoile en présence d’une forte densité.

 

Etapes de la vie d’une étoile

 

Formation de l’étoile (transition)
Au-delà d'une certaine taille et densité, un nuage de gaz et de poussières s'effondre sur lui-même car la pression ne peut contrer la force gravitationnelle. La chute du gaz vers le centre chauffe l’étoile en formation ; il se forme un disque proto-stellaire en rotation de plus en plus rapide par conservation du moment cinétique de l'ensemble, un peu comme un patineur qui accélère sa rotation en ramenant ses bras près du corps.
Durée : quelques dizaines de milliers d’années.

 

NB : l’accrétion de gaz est limitée par la pression de radiation lorsqu'une certaine masse est atteinte, ainsi que par la force centrifuge liée à la rotation de l’étoile. Cette masse est la limite d'Eddington, elle se situe autour de 300 masses solaires. Au-delà, la pression de radiation l’emporte sur la gravité et l’étoile perd de la matière.

 

Ci-dessous une comparaison de la taille des planètes et des étoiles :

 

Taille étoiles géantes

 

La plus grosse étoile connue est la supergéante rouge Stephenson 2-18 dans la constellation de l'Écu de Sobieski : son diamètre (2150 fois celui du Soleil) contiendrait l’orbite de Saturne !

 

Séquence Principale (phase stable)

Lorsque le cœur atteint 10 millions de degrés, l’hydrogène commence à fusionner en hélium : l’étoile naît.
La pression produite s’oppose à la contraction, l’étoile se met en équilibre. L’énergie est rayonnée : c’est celle que nous recevons du Soleil et des étoiles.
Durée : de quelques dizaines de millions à quelques milliards d’années, selon la masse.

 

NB : Si la température dépasse 18 millions de degrés, une autre chaîne de réactions devient prédominante : le cycle carbone-azote-oxygène, ou cycle CNO. Dans le Soleil, 2,5 % de l'énergie sont générés par ce cycle mais dans les étoiles plus massives, la prédominance du cycle CNO a des conséquences majeures sur leur structure.

 

La majeure partie des étoiles de la séquence principale sont des naines rouges, de masse inférieure à 0,4 Msoleil, qui consomment leur hydrogène très lentement ; sauf interaction avec leur voisinage, aucune n’est arrivée en fin de vie. Elles représentent 80% des étoiles de notre galaxie.

 

Après l’hydrogène (transition)

Lorsque l’hydrogène s’épuise, la pression diminue, la gravité l’emporte, le cœur reprend sa contraction. Sa température centrale s’élève à nouveau, l’enveloppe grossit et rougit ; l’étoile quitte la séquence principale.
Durée : quelques millions d’années.

 

Géante rouge (phase stable)
Si le cœur atteint 100 millions de degrés, soit pour une masse supérieure à 0,8 M, l’hélium fusionne pour donner du carbone en produisant de l’énergie. L’étoile retrouve un équilibre. Le cœur chauffe et dilate l’enveloppe, qui enfle considérablement (100 fois le diamètre du Soleil). La surface se refroidit, et donc rougit.
Durée : quelques centaines de millions d’années.

 

Epuisement de l’hélium (transition)
Lorsque l’hélium s’épuise, une nouvelle phase de contraction provoque une nouvelle élévation de température…

 

Chaque étape de fusion produit un élément plus lourd. Cet élément est susceptible de fusionner à son tour à température plus élevée.
L’étoile passe par une transition d’une étape de fusion à la suivante en contractant son cœur, ce qui produit l’élévation de température nécessaire. La masse est l’unique paramètre qui détermine la température maximum donc la possibilité de fusionner les divers éléments.

 

 

où M est la masse du Soleil (2.1030 kg).

 

Cette série d’étapes est limitée. Chaque élément produit donne moins d’énergie que le précédent (l’hélium moins que l’hydrogène, le carbone moins que l’hélium…). La fusion du fer ne produit plus d’énergie, mais en consomme : lorsque l’étoile en arrive là, son équilibre énergétique est définitivement rompu.

 

Cette évolution peut être tracée sur le diagramme couleur/température d’Hertzsprung-Russell (voir l'article classes étoiles) :

 

Evolution étoiles 2

Crédit : CSIRO Australia 2004

 

La figure ci-dessus montre la séquence principale, avec les étoiles les plus massives (les plus brillantes et les plus bleues) vers le coin en haut à gauche. Quand l'hydrogène vient à manquer, les éléments plus lourds fusionnent tandis que l'enveloppe extérieure refroidit, la couleur devient plus rouge. En fonction de la masse initiale, différents trajets sont indiqués ; plus l'étoile est massive, plus sa durée de vie est courte !

 

L’évolution selon la masse initiale m de l’étoile est décrite ci-après.

 

m < 0,01 M : aucune réaction nucléaire n’est possible. L’objet est de type astéroide ou planétaire.

 

m < 0,08 M (soit 80 fois la masse de Jupiter) : la masse est trop petite pour que la température centrale atteigne les 10 millions de degrés. Ce ne sera pas une véritable étoile, mais elle pourra tout de même fusionner le deutérium (hydrogène lourd), présent en petites quantités. Cet objet produira peu d’énergie, ce sont les naines brunes (ex : Teide 1 dans l’amas des Pléiades, découverte en 1994).

 

0,08M < m < 0,8 M : véritables étoiles de type naine rouge, elles sont assez massives pour fusionner l’hydrogène en hélium. Lorsqu’il n’y a plus d’hydrogène, par épuisement ou par perte de masse au profit d’une étoile voisine, elles se contractent insuffisamment pour fusionner l'hélium et éjectent leur enveloppe. Il ne reste que le cœur, dont les électrons produisent une pression de Fermi qui le stabilise. Ce reste est une naine blanche d’hélium (ex : Sirius B).

 

0,8 M < m < 3 M : après une phase d’expansion en géante rouge, la masse est suffisante pour que l’hélium produit fusionne à son tour en carbone et en oxygène, mais insuffisante pour aller plus loin. L’amorçage de la fusion de l’hélium produit un flash caractéristique. Une fois l’hélium consommé, l’étoile se contracte jusqu’à la pression de Fermi et perd son enveloppe de gaz ; le cœur devient une naine blanche de carbone, de taille comparable à la Terre mais très dense (1000 tonnes/litre) et se refroidit lentement. C’est le destin de notre Soleil dans 4 milliards d’années.

 

NB : La pression de Fermi ne peut contrer la gravité au-delà de la limite de Chandrasekhar, soit 1,44 masse solaire. Si la naine blanche acquiert de la matière provenant par exemple d’une autre étoile proche et dépasse cette limite, la fusion du carbone s’amorce et l’étoile explose en supernova de type Ia dite "thermonucléaire".

 

3 M < m < 8 M : la masse est suffisante pour que le carbone fusionne, principalement en oxygène, azote et magnésium. L’étoile devient une géante rouge puis une naine blanche de carbone-oxygène.

 

En fonction de la composition de l’étoile, la fusion du carbone peut produire un cœur dégénéré où l’augmentation de température n'est pas freinée par la dilatation ; il est explosif et entraîne la dispersion complète de l’étoile. C’est une supernova de type II dite "à effondrement de coeur".

 

Supernova

 

La supernova SN 1994D dans la partie externe du disque de la galaxie spirale NGC 4526 (photo NASA, datant de 1994)

 

8 M < m < 30 M : lors de l’allumage du carbone, la température centrale est plus élevée et la densité plus faible. La matière n’est pas dégénérée, et la production d’énergie entraîne une dilatation, qui refroidit le cœur et calme la réaction. Il n’y a pas d’explosion, et le carbone peut fusionner lentement. Lorsque la dernière réaction de fusion possible se termine, les couches extérieures explosent en supernova et le cœur se contracte encore. Les électrons ne peuvent pas supporter la trop forte gravité, les atomes se brisent, et les protons s’unissent aux électrons pour donner aussi des neutrons. L’étoile n’est plus constituée que de neutrons, qui produisent la pression de Fermi laquelle arrête la contraction. Il reste une étoile à neutrons ; la masse volumique est extraordinairement élevée, de l'ordre de mille milliards de tonnes par litre, et sa masse est comprise dans une fourchette étroite entre 1,4 et 3,2 M (cette dernière valeur est la limite d’Oppenheimer-Volkoff). Ainsi, une étoile à neutrons est une boule extrêmement dense de seulement 20 à 40 kilomètres de diamètre. 

 

En se contractant, les étoiles à neutrons acquièrent une vitesse de rotation très élevée, de plusieurs dizaines de tours par seconde. Elles possèdent également un champ magnétique très intense, allant jusqu'à 1011 teslas, ce qui provoque l’émission d’ondes radio régulières (pulsar). En comparaison, le champ magnétique terrestre est de l'ordre de 50.10-6 teslas.

 

NB : Pour les étoiles de plus de 8 masses solaires, la perte de masse par éjection de matière au cours de l’évolution est très importante et dépend de nombreux facteurs ; aussi, le destin de ces étoiles n’est pas défini précisément par la masse initiale. Les éléments plus lourds que le fer se forment dans les gigantesques explosions des supernovae et sont diffusés dans le milieu interstellaire.

 

m > 30 M : à la fin, les neutrons eux-mêmes ne peuvent plus supporter la gravité. L’effondrement est total et conduit à la formation d’un trou noir. Les couches externes sont expulsées, formant un rémanent de supernova.

 

Une théorie établie à la fin des années 1960 par Z. Barkat et Gary S. Fraley définit un troisième scénario d’explosion, les supernovae par production de paires. Il concernerait les étoiles particulièrement massives, excédant au moins 140 masses solaires. Si la couche externe est énorme, le cœur de l'étoile serait beaucoup moins dense et très riche en oxygène. En conséquence, les photons émis par l'étoile dans le cœur peuvent interagir avec les noyaux des atomes pour former des paires électrons-positrons lesquels s'annihilent mutuellement. Cette création de matière et d’anti-matière perturbe l’équilibre qui empêche l’effondrement et l’étoile disparaît dans une gigantesque explosion avant la fin du processus de fusion successive des éléments. La supernova 2016-iet observée par le télescope européen Gaia en 2016 dans une galaxie naine à 900 millions d’AL résulte très probablement d’une explosion de ce type.

 

Les explosions en supernova très nombreuses aux premiers âges de l’univers sont devenues rares aujourd’hui ; on a calculé que notre voie lactée devait en connaître 2 à 3 par siècle. La dernière (SN1604) a été observée par Kepler en 1604 dans la constellation d’Ophiuchus. Deux autres se sont produites (Cassiopée A en 1667 et SNR G1.9+0.3 en 1860 dans le Sagittaire) mais elles n’ont pas été détectées à l’époque, probablement masquées par des nuages de poussière interstellaire.

 

Beaucoup plus fréquentes, les novae résultent de l'explosion de l'hydrogène accumulé à la surface d'une naine blanche par transfert de matière depuis une autre étoile proche, mais sans entraîner la disparition de la première. La magnitude augmente fortement pendant quelques jours ; le phénomène peut se répéter à des intervalles allant d'une dizaine d'années (ex : RS Ophiuchi) à quelques milliers d'années.

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