Naissance, vie et mort des étoiles: gravitation et fusion

By 22 août 2015Astronomie

Les étoiles naissent, grandissent et disparaissent. Dans l’espace et l’infiniment grand, c’est Einstein et la gravitation qui gouvernent la physique; le destin d’une étoile est donc intiment lié à sa masse. De la paisible naine qui va briller pendant des milliers de milliards d’années, à la supergéante qui va exploser violemment en supernova après seulement quelques millions d’années, se cache la lutte de la matière contre la force de gravitation.

Naissance

Il a fallu attendre la naissance de la physique moderne, Galilée, Newton, et les premières applications astronomiques de Copernic et Kepler pour commencer à se poser la question de la naissance des étoiles. (Auparavant, elles étaient là, point barre. Cf Aristote et l’immuabilité de la sphère  céleste). La première hypothèse appliquée au soleil est émise par Descartes (1630) puis Kant (1755) et amélioré par Laplace (1796) : une nébuleuse géante, remplie de gaz et de poussière se condense par effet gravitationnel en un point au centre, qui devient le soleil, et la poussière tournant autour s’accrétant pour former les planètes.

Aujourd’hui l’hypothèse nébulaire semble vérifiée, mais le modèle s’est complexifié. On sait désormais qu’une nébuleuse ne s’effondre pas en un point unique mais en de nombreux points dans des régions localisées que l’on appelle des pouponnières d’étoiles. La plus célèbre est au cœur de la nébuleuse d’Orion: on distingue au centre des étoiles jeunes et très proches.

Les jeunes étoiles (protoétoiles) ne sont pas au visibles avant d’avoir organisé la matière autour d’elles, notamment les couches de gaz et de poussières qui doivent être accrétées par l’étoile ou les planètes en formation autour (s’il y en a).

Nébuleuse de l’aigle (M16)

1 juillet 2018

Nébuleuse d’Orion (M42)

12 février 2018

Nébuleuse M78

23 janvier 2018

Nébuleuse de l’Iris (NGC 7023)

14 octobre 2017

Grandes nébuleuses de gaz dans les environ du système solaire. Credit: Clodoweg

Séquence principale

L’effondrement gravitationnel du gaz de la nébuleuse en une protoétoile comprime le cœur de celle-ci. Plus la masse de gaz accrété est importante, plus la force gravitationnelle est forte et plus la pression sur le cœur augmente, provoquant petit à petit une élévation de la température. Une étoile de moins de 0.08 MS (masse solaire) ne sera pas en mesure de chauffer le cœur à une température suffisante pour démarrer les réactions de fusion nucléaire. L’étoile ne brillera jamais, et une fois que la gravité sera équilibrée par la compression de la matière, l’étoile deviendra une naine brune.

L’élément le plus simple et le plus courant dans l’univers est l’hydrogène (un proton, un électron) qui a été synthétisé dans les premiers instants de l’univers. Il compose encore majoritairement les nuages de gaz des nébuleuses. Lorsque la masse de l’étoile est supérieur à 0.08 MS, la pression engendrée par la gravité sur les atomes d’hydrogène devient suffisamment importante, la température dépasse les 10 millions de degrés, et la réaction de fusion de l’hydrogène en hélium commence. C’est la séquence principale de l’étoile, période d’équilibre,  où l’énergie créée par la fusion de l’hydrogène dans le noyau arrive à contrebalancer la force de gravitation. Plus l’étoile est massive plus cette période est courte. (Plus l’étoile est massive, plus la force de gravitation est importante, plus la température est importante et donc plus la fusion est rapide).

Au bout d’un moment, la quantité restante d’hydrogène dans le cœur finit par ne plus être suffisante. La contraction de l’étoile reprend, faisant augmenter la température. Lorsque celle-ci atteint  les 100 millions de degrés la fusion de l’hélium en carbone et oxygène commence. Lorsqu’il ne reste plus suffisamment d’hélium, la contraction reprend et élève la température à 1 milliards de degrés pour commencer la fusion du carbone en néon, sodium et magnésium. Ce processus continue progressivement par la fusion du néon, de l’oxygène puis enfin silicium à 3 milliards de degré. Ces fusions successives créent tous les éléments de la table de Mendeleïev jusqu’au fer dans son cœur. L’étoile a désormais terminé sa vie et se prépare pour la séquence finale.

Fusion au cœur des étoiles
Plus la masse d’une étoile est importante, plus la fusion des éléments sera rapide.

Mort

Le destin final des étoiles est lié à leur masse, que l’on compare habituellement à la masse du soleil (MS). La théorie de la relativité générale d’Einstein ouvre la voie à leur étude, qui sera complétée par la physique quantique. Les deux sont nécessaires pour décrire ces modèles d’objets d’immense densité.

Les étoiles ratées (M < 0.08 MS)

Les étoiles ayant une masse inférieure à 8% de la masse du soleil, ne peuvent pas atteindre la température suffisante pour commencer la fusion de l’hydrogène. Ces étoiles deviennent des naines brunes qui une fois stabilisées vont se refroidir doucement.

Les étoiles naines (0.08 MS < M < 0.8 MS)

80% des étoiles de l’univers sont des naines rouges, avec une masse inférieure à 80% de la masse du soleil. Leur température en surface est inférieure à 5000K, d’où leur couleur rouge. Elles vont briller pendant plusieurs centaines de milliards d’années (en se réchauffant progressivement), jusqu’au moment où la proportion d’hydrogène dans le cœur devient insuffisante. A ce moment les réactions nucléaires ne peuvent plus équilibrer la force de gravitation.

La force de gravitation comprime la matière jusqu’à son état de dégénérescence. Les électrons qui la composent ne peuvent pas prendre toutes les positions possibles autour des noyaux atomiques du fait de la physique quantique,  il arrive donc un moment où la compression de la matière est telle qu’il n’y a plus de position possible pour ses électrons. On parle de matière dégénérée, qui produit une pression de dégénérescence qui va venir équilibrer la force de gravitation. L’étoile est devenue une naine blanche, stable, qui peut désormais doucement se refroidir et jusqu’à devenir une naine noire lorsque la température sera quasi nulle.

Du fait du jeune âge de l’univers (13,7 milliards d’année) actuellement aucune naine rouge n’est arrivée en fin de vie, et aucune naine blanche n’a été créée de cette façon.

Le soleil (0.8 MS < M <8 MS)

On retrouve notre soleil dans cet intervalle de masse, ainsi que 18% des étoiles de l’univers. Ces étoiles fusionnent l’hydrogène dans leur noyau beaucoup plus rapidement que les naines rouge (10 milliards d’année pour le soleil), ce qui explique une température plus élevée en surface (5500K pour le soleil) et une couleur jaune. Une fois qu’il n’y a plus assez d’hydrogène dans le cœur, la contraction du cœur reprend en faisant monter la température de façon à démarrer la fusion de l’hélium. L’énergie libérée subitement par le démarrage des réactions nucléaires augmente le rayon de l’étoile, qui devient une géante rouge. (Plus la surface est grande, moins la température est importante, et la couleur tend donc vers le rouge)

Le rayon d’une géante rouge peut être jusqu’à mille fois supérieur à celui du soleil. Lorsque le soleil deviendra une géante rouge, dans 5 milliards d’année, son rayon sera multiplié par 200 et il devrait occuper tout l’espace jusqu’à l’orbite de la terre.

Une fois la proportion d’hélium insuffisante, la contraction du noyau (constitué majoritairement désormais de carbone et d’oxygène) reprend sous l’effet de la gravité, pour former une naine blanche (par le même mécanisme), se séparant de l’enveloppe de gaz extérieure qui s’était dispersée pendant la phase de géante rouge. La température de surface de la naine blanche va monter jusqu’à 30 000K, illuminant son ancienne enveloppe que l’on appelle nébuleuse planétaire (qui comme son nom ne l’indique pas, n’a rien à voir avec une planète, à part peut être sa silhouette).

Vie du soleil

Soleil géante rouge

Cycle de vie du soleil. Credit: Wikipedia

Pour une masse initiale entre 0.8 et 8 MS, la masse de la naine blanche ayant expulsé ses couches extérieures est comprise entre 0.5 et 1.4 MS. La majeure partie de l’étoile a été réinjectée dans le milieu interstellaire. En quelques siècles la température diminue rendant la nébuleuse invisible à nos yeux. L’étoile, elle, va se refroidir jusqu’à devenir progressivement une naine noire. L’univers est aujourd’hui encore trop jeune pour qu’une naine blanche ait pu se refroidir à ce point.

La majorité des naines blanches ont une masse entre 0.5 et 0.7 MS, avec un rayon entre 0.001 et 0.002 fois celui du soleil, comparable au rayon de la Terre. Il y a donc une masse de l’ordre de grandeur du soleil dans un volume un million de fois inférieur. La densité moyenne est estimée à 1 tonne/ centimètre cube.

Nébuleuse de l’haltère (M27)

15 août 2018

Nébuleuse de la Méduse (SH2-274)

20 janvier 2017

Nébuleuse de l'Haltère (M27)

Nébuleuse de l’haltère (M27)

24 août 2016

Nébuleuse du hibou (M97)

Nébuleuse du hibou (M97)

18 avril 2016

Les nébuleuses planétaires sont visibles pendant quelques milliers d’années après leur explosion. Credit: Clodoweg

Les supergéantes (M > 8 MS)

Les étoiles supergéantes sont rares, environ seulement 2% des étoiles de l’univers. Cette rareté est en partie due à leur durée de vie très courte: seulement quelques millions d’années. Elles ont du être plus nombreuses après la naissance de l’univers. Du fait de leur courte vie, on ne les trouve que dans des structures cosmiques jeunes. La masse des supergéantes varie entre 8 et 70 masses solaires et leur luminosité de 30 000 à plusieurs centaines de milliers de fois la luminosité solaire. Elles varient fortement en taille, variant de 30 à 500, voire plus de 1 000 rayons solaires. Les supergéantes sont en général bleues pendant leur séquence principale et la combustion de l’hydrogène. Leur masse permet de compresser le cœur jusqu’à produire des températures capable de démarrer la fusion de l’hélium, puis du carbone, de l’oxygène et du silicium. Les supergéantes les moins massives passent par une phase de supergéante rouge et d’expansion (et donc de refroidissement d’où la couleur) au fur et à mesure de la combustion des éléments de plus en plus lourd.

La fusion du silicium, étape ultime, produit du fer, l’élément le plus stable, impossible à fusionner. A ce stade, la supergéante a une masse qui dépasse encore 1.4 MS, limite à laquelle la pression de dégénérescence est capable de résister à la gravité et stabiliser une naine blanche. Au delà de cette limite la pression est telle que les électrons, ne pouvant plus se rapprocher les uns des autres du fait des lois la physique quantique, vont subitement fusionner avec les protons pour créer des neutrons. Ce processus, très court (quelques secondes) va créer une onde de choc d’une énergie équivalente a plusieurs fois le potentiel nucléaire de fusion de l’ensemble des éléments de l’hydrogène au fer. Cette onde de choc qui va se propager à 10-20% de la vitesse de la lumière va venir chauffer les couches externes à une telle température telle que pendant ces quelques secondes l’intégralité des éléments existants du fer à l’uranium vont être créés. C’est une supernova.

Le cœur de l’étoile va continuer à se compresser jusqu’à être stabilisé par la pression de dégénérescence des neutrons (même principe que les électrons, la physique quantique n’autorisant que certaines positions aux neutrons il n’est pas possible de les compresser infiniment), bien plus puissante que celle des électrons. Il restera une étoile à neutrons, d’un diamètre de 10 à 20km, avec une densité de matière supérieure à 100 millions de tonnes/cm3.

En quelques secondes l’étoile produit plus d’énergie que l’ensemble de la galaxie. L’explosion est visible en plein jour donnant l’impression de l’apparition d’une nouvelle étoile dans le ciel. Durant les semaines qui suivent, une telle étoile nous éclaire plus que la pleine lune, avant ensuite de s’éteindre définitivement à nos yeux (le diamètre est trop petit). Le résidu de la supernova devient une nébuleuse, qui contient tous les éléments de l’hydrogène à l’uranium.

Les supernovæ sont un phénomène rare à notre échelle. On en compte seulement 1 ou 2 par siècle dans une galaxie.

Rémanent de supernova IC443

20 février 2018

Nébuleuse du crabe (M1)

Nébuleuse du Crabe (M1)

30 novembre 2016

Petite dentelle du Cygne (NGC6960)

Petite dentelle du Cygne (NGC 6960)

8 juillet 2016

Petite dentelle du cygne (NGC 6960)

Petite dentelle du cygne (NGC 6960)

10 août 2015

Résidus de supernova observable dans le ciel. Credit: Clodoweg

Une supernova peut aussi exploser lorsqu’une naine blanche, stable et d’une masse inférieur à 1.4 MS vit en couple avec une autre étoile  au stade de géante rouge (la majeure partie des étoiles vivent par deux et sont liées par la gravitation). Le gaz qui s’expend est alors aspiré par effet gravitationnel vers la naine blanche, ce qui fait augmenter sa masse et dépasser la limite de 1.4 MS. La naine blanche se transforme alors en étoile à neutrons avec explosion de supernova.

Une étoile à neutrons, peut être en rotation très rapide émettant donc de l’énergie (immense !) dans le sens de son axe de rotation. C’est un pulsar.

Les supergéantes les plus connus sont Rigel, supergéante bleue et jeune dans la constellation d’Orion, et Betelgeuse supergéante rouge sur le point d’exploser en supernova dans la même constellation. Une nuit claire d’hiver, et en y prêtant un peu attention, on distingue à l’ œil nu les couleurs de ces deux étoiles.

Mais il se peut que la masse de l’étoile à neutron soit tellement grande, que la force de gravitation ne puisse être annulée par la pression de dégénérescence des neutrons. Dans ce cas il n’existe plus aucun moyen de s’opposer à la gravité et une densité infinie pour former un trou noir. Mais c’est une autre histoire.

evolution stellaire

Credit: NASA

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