Évolution des étoiles

L'évolution d'une étoile connaît trois phases principales qui sont la formation de l'étoile, la séquence principale et la mort de l'étoile.

Durant sa vie (ou séquence principale), une étoile émet des particules et des rayonnements électromagnétiques (dont une partie sous forme de rayonnements lumineux) grâce à l'énergie dégagée par les réactions nucléaires qui se produisent en son cœur, et en premier lieu les réactions de fusion du principal constituant de l'étoile, l'hydrogène.

Quand l'étoile a consommé une partie importante de son combustible, elle sort alors de la séquence principale pour évoluer et devenir ce qu'on appelle un objet compact : une naine blanche, une étoile à neutrons ou encore un trou noir.

La formation

Article détaillé : naissance des étoiles

Les étoiles se forment à partir de nuages interstellaires qui se contractent sous l'effet de la gravitation. Lorsque l'étoile en formation est suffisamment dense, la pression qui règne au cœur déclenche les premières réactions de fusion. C'est à ce stade proto-stellaire que naissent les étoiles (comme celles composant l'amas des Pléiades).

Les étoiles peuvent être classées en familles dans un diagramme de Diagramme de Hertzsprung-Russell.

La séquence principale

Article détaillé : séquence principale

L'équilibre hydrostatique

Durant la séquence principale, l'étoile est en équilibre hydrostatique, elle subit deux forces qui s'opposent et la maintiennent en équilibre :

d'une part les réactions thermonucléaires qui ont lieu au cœur de l'étoile exercent une pression radiative qui tend à la faire augmenter de volume, ce qui entraîne une diminution de la température de l'étoile ;
d'autre part les forces de gravité reprennent le dessus lorsque la pression radiative diminue, elles ont tendance à la faire se contracter et donc à réaugmenter la température de l'étoile, de sorte que les réactions nucléaires s'intensifient et que la pression radiative augmente à nouveau.

Les réactions nucléaires

Lorsque le cœur de l'étoile atteint la température d'un million de degrés, il devient le siège de réactions thermonucléaires. Les atomes d'hydrogène, présents à l'état de plasma, entrent en collision et fusionnent pour donner essentiellement de l'hélium He⁴, suivant une réaction de fusion nucléaire appelée réaction proton-proton, son rendement global est de 30 000 J.kg^-1 :

2H^1 \to He^2 \to H^2 + e^+ + \nu \,

(processus β⁺)

e⁺ est un positon, l'antiparticule de l'électron

ν est un neutrino, une particule élémentaire de charge nulle

H^2 + H^1 \to He^3 + \gamma

γ est un photon dont l'énergie correspond à la longueur d'onde γ

2He^3 \to He^4 + 2H^1

Cet enchaînement de réactions, qui conduit à la production d'énergie et d'hélium par la fusion d'hydrogène, se produit environ 10³⁸ fois par seconde dans une étoile de type spectral II, comme le Soleil. Dans environ 0,001 % des cas, l'hélium He³ fusionne pour donner du béryllium Be⁶ :

3b)

2He^3 \to Be^6 + \gamma

Enfin le Be⁶ subit une désintégration α :

3c)

Be^6 \to  He^4 + 2H^1 + \gamma \,

(processus α)

En raison de la structure d'une étoile, seulement 10 % de sa masse fusionne en hélium au cours de la séquence principale. Sachant que la luminosité du Soleil est de 3,9.10²⁶ W et que sa masse est de 1,99.10³⁰ kg, on peut en déduire que le Soleil « vivra » 10 milliards d'années. Si l'on convertit la masse et la luminosité d'une étoile en unité « solaire », on peut alors calculer la durée de vie D d'une étoile avec la relation suivante :

D=10\,Ga*{M(Mo) \over L(Mo)}

Évolution finale

La masse d’une étoile est l’élément déterminant pour connaître son évolution. Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement l'hydrogène qu'elle contient car la température y est plus élevée. Lorsque le cœur de l'étoile ne contient plus suffisamment d'hydrogène, elle devient géante rouge. Dans certains cas, elle se transforme en nébuleuse planétaire tandis que le noyau devient une naine blanche. Lorsque la masse de la naine blanche dépasse un certain seuil, ce qui est le cas des étoiles les plus massives, elle s'effondre et devient une étoile à neutrons, voire un trou noir. On pense que c'est à ce moment que se forment les supernovae.

Les géantes rouges

Dans la séquence principale, seul l'hydrogène contenu dans le cœur de l'étoile est consommé, ce qui correspond environ à 10 % de la masse. Lorsque la concentration en hélium atteint un certain seuil, la pression radiative diminue et l'étoile se contracte. Ce phénomène entraine une augmentation de la température et de la pression des couches périphériques, qui contiennent encore de l'hydrogène, et où se déclenchent alors des réactions de fusion. La pression radiative augmente à nouveau mais, provenant des couches externes, elle s'exerce tant vers l'extérieur que sur le noyau qui se contracte et augmente encore de température. Quand la température du cœur atteint 100.10⁶ K, de nouvelles réactions ont lieu dans le noyau, qui conduisent à la transmutation de l'hélium en carbone par la réaction triple alpha :

2He^4 \to Be^8 + \gamma

He^4 + Be^8 \to C^{12} + \gamma

La géante rouge s'anime d'un nouvel équilibre hydrostatique. Les couches externes de l'étoile se dilatent ce qui a pour conséquence de diminuer la température de la chromosphère de 5500 K à 3700 K. L'étoile gonfle et prend une teinte rouge. D'où la phase de géante rouge. Le diamètre de l'étoile étant supérieur à celui de l'étoile d'origine et pour une masse inférieure, la gravité superficielle de la géante rouge est plus faible ce qui entraine des pertes considérables de matière qui peuvent atteindre 10^-5 M₀.an^-1, où M₀ est la masse du Soleil.

Les nébuleuses planétaires

Lorsque la géante rouge arrive en fin de vie, son noyau se contracte tandis que les couches périphériques sont expulsées et forment une nébuleuse planétaire (NP). Le modèle de « vent stellaire » est communément adopté pour décrire la formation des NPs: la géante rouge perd ses couches périphériques sous la forme d'un vent stellaire relativement lent, de l'ordre de 10 km.s^-1. Puis lorsque le noyau est mis à nu, le vent stellaire s'atténue et s'accélère pour atteindre 1000 km.s^-1.

Dans les deux cas, c'est le rayonnement ultraviolet émit par le noyau résiduel qui est responsable de la luminosité de la nébuleuse planétaire par le phénomène de photoionisation. Ce noyau résiduel est un corp compact qu'on appelle naine blanche.

Le cas des étoiles massives

Les étoiles de plus de 6 masses solaires sortent de la séquence principale en quelques centaines de millions d'années seulement. La fusion de l'hydrogène est accéléré par un phénomène de catalyse, qui n'a lieu que dans les conditions de pression et de température que l'on retrouve dans le cœur des étoiles les plus massives. Il s'agit du cycle catalytique du carbone (ou cycle CNO) :

C^{12} + H^1 \to N^{13} + \gamma \to C^{13} + e^+ + \nu

C^{13} + H^1 \to N^{14} + \gamma

N^{14} + H^1 \to O^{15} + \gamma \to N^{15} + e^+ + \nu

N^{15} + H^1 \to Ne^{16} \to C^{12} + He^4

L'atome de carbone subit des transmutations successives au cours desquels il capture plusieurs noyaux d'hydrogène, puis en fin de cycle, la fusion d'un quatrième noyau d'hydrogène provoque la formation d'un atome de néon instable qui se scinde en carbone et en hélium. Le carbone C¹², que l'on retrouve en fin de cycle, joue donc simplement le rôle de catalyseur.

Lorsqu'elles deviennent des géantes rouges, certaines étoiles massives perdent beaucoup de matière en formant une nébuleuse planétaire. Elles finissent alors en naines blanches comme les étoiles plus petites. Mais il arrive dans certains cas que la masse résiduelle de la naine blanche dépasse un certain seuil, la limite de Chandrasekhar, qui est égale à environ 1,4 masse solaire. La gravité est alors tellement élevée que la pression exercée sur les atomes constituant la matière, fait que ces atomes s'inter-pénètrent et que les électrons et les protons, de charge opposée, s'attirent et se recombinent pour former des neutrons de charge nulle.

On pense que c'est à ce moment, lorsque la naine blanche s'effondre et que la matière se recombine, que se forment les supernovae. Il s'agit d'un évènement très rare et qui libère une quantité d'énergie phénoménale en un temps très bref, de quelques heures à quelques jours au plus. L'objet qui résulte de l'effondrement de la naine blanche est une étoile à neutrons. Certaines d'entre elles forment des pulsars, des sources de rayonnement périodiques. Il arrive enfin, dans des cas extrêmes, que la masse de l'étoile à neutrons soit elle-même supérieure à un seuil au-delà duquel la matière se désintègre totalement en particules élémentaires. Il en résulte un trou noir, un objet compact dont la gravité superficielle est telle que ni la matière ni la lumière ne peuvent en réchapper.

Le cas des étoiles binaires

Certaines étoiles binaires sont suffisamment proches pour interagir ensemble.

Tableau récapitulatif

- bgcolor=#cccccc	Masse de l'étoile (en masses solaires, Mo)	30 Mo	10 Mo	3 Mo	1 Mo	0,3 Mo	- align=center	Luminosité pendant la séquence principale (Soleil=1)	10 000	1 000	100	1	0,004	- align=center bgcolor=#efefef	Vie sur séquence principale (en milliards d'années)	0,06	0,10	0,30	10	800	- align=center	Les réactions nucléaires s'arrêtent aux noyaux de	fer	silicium	oxygène	carbone	hélium	- align=center bgcolor=#efefef	Phénomène terminal	supernova	supernova	nébuleuse planétaire	vent stellaire	vent stellaire	- align=center	Masse éjectée	24 Mo	8,5 Mo	2,2 Mo	0,3 Mo	0,01 Mo	- align=center bgcolor=#efefef	Nature du noyau résiduel	trou noir	étoile à neutrons	naine blanche	naine blanche	naine blanche	- align=center	Masse du cadavre stellaire	6 Mo	1,5 Mo	0,8 Mo	0,7 Mo	0,3 Mo	- align=center bgcolor=#efefef	densité (eau=1)	5×10	3×10	2×10	10	10	- align=center	Rayon (en m)	17861,44 m	6192,21 m	2,67×10 m	3,22×10 m	5,22×10	- align=center bgcolor=#efefef	Gravité (en m.s^-2 )	2,5×10	5,19×10	1,49×10	8,99×10	1,46×10

1 Mo = 1,9891x10³⁰ kg

Voir aussi

Évolution stellaire

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