Les étoiles

La mort des étoiles

Les phases finales de l'évolution d'une étoile dépendent principalement de sa masse. On l'a vu, plus l'étoile est massive, plus sa température centrale est grande sous l'effet de la pression qui doit s'opposer à l'effondrement gravitationnel. Une fois que le coeur de l'étoile a transmuté son hydrogène en hélium, il se contracte de nouveau puisqu'il n'y a plus de réactions nucléaires pour maintenir la température et donc la pression.

Les objets de masse inférieure à 0,07 masse solaire ne sont pas suffisamment massifs pour que leur température centrale atteignent les quelques millions de degrés nécessaires à la fusion de l'hydrogène. Elles ne portent pas le nom d'étoile mais de naine brune.

Les étoiles de 0,07 à 0,5 masses solaires vont brûler lentement de l'hydrogène dans leur cœur Lorsqu'il n'y a plus d'hydrogène à brûler, le cœur se contracte et les électrons deviennent dégénérés avant d'atteindre la température nécessaire à la fusion de l'hélium. L'étoile devient une naine blanche d'hélium. Un des résultat de la mécanique quantique (qui décrit le comportement des particules élémentaires constituant, entre autres, la matière) établit qu'il existe des volumes élémentaires qui ne peuvent contenir plus de deux particules (fermions) de même type. C'est le principe d'exclusion de Pauli. La matière est dite dégénérée lorsque sa densité est telle que les particules qui la constituent parviennent à remplir presque tous les volumes élémentaires. La matière est constituée de noyaux (protons et neutrons) et d'électrons. Les premières particules à atteindre l'état de dégénérescence sont les électrons. Les naines blanches sont composées d'un mélange de noyaux non dégénérés et d'un gaz d'électrons dégénérés. La pression ne dépend alors plus de la température mais uniquement de la densité. Le pression des électrons dégénérés est suffisante pour s'opposer à la gravité pour des objets de masse inférieure à une masse limite dite masse de Chandrasekhar (car prédite par l'astronome Indien Subrahmanyan Chandrasekhar). Cette masse limite est d'environ 1,4 masse solaire.  La taille d'une naine blanche est comparable à celle de la Terre ce qui correspond à une densité pouvant atteindre une tonne par centimètre cube. Au delà de la limite de Chandrasekhar, les électrons atteignent des vitesses relativistes ce qui à pour effet de diminuer la pression. La matière se condense encore et les électrons "pénètrent" dans les noyaux et fusionnent avec les protons pour former des neutrons. La matière n'est alors plus composée que de neutrons dégénérés. Une étoile à neutron à une taille typique de quelques dizaines de kilomètres seulement pour une densité pouvant atteindre un milliard de tonnes par centimètre cube (la Terre tiendrait dans une sphère d'une centaine de mètre de diamètre!). Au delà de 3 masses solaires environ (masse limite de Landau-Oppenheimer-Volkoff), les neutrons deviennent à leur tour relativiste et plus rien ne peut s'opposer à la gravitation. Le corps s'effondre pour former un trou noir.

Entre 0,5 et 7 masses solaires environ, une fois qu'il n'y a plus d'hydrogène à brûler au cœur de l'étoile, l'hydrogène se met à brûler dans une couche mince enveloppant celui-ci et faisant gonfler les couches externes de l'étoile. Celle-ci devient une géante rouge de rayon égal à plusieurs centaines de fois celui du Soleil. Puis, l'hélium "brûle" dans le cœur selon la réaction "triple alpha" (trois noyaux d'hélium) pour former du carbone puis de l'oxygène, du néon et du magnésium par de nouvelles captures de noyaux d'hélium. À la fin du stade de géante rouge, une étoile de cet intervalle de masse éjecte ses couches externes (représentant l'essentiel de sa masse) en quelques dizaines de milliers d'années pour former une nébuleuse planétaire tandis que le cœur de l'étoile, de masse inférieure à la limite de Chandrasekhar, s'effondre. La température du cœur n'atteint pas les 600 à 800 millions de degrés nécessaires à la fusion du carbone et il finit en naine blanche (composée de carbone et d'oxygène) de masse inférieure à 1,4 masse solaire et d'environ 1000 km de rayon.
 

Deux belles nébuleuses planétaires marquant l'évolution finale d'étoiles de petite masse. Dans les deux cas, on distingue bien l'enveloppe éjectée visible parce qu'elle est ionisée par l'intense flux ultra-violet émis par le cœur de l'étoile lui-même est en train de devenir une naine blanche. 

La "nébuleuse de l'anneau" (M57, Photo F.L. Whipple Observatory)

La nébuleuse "oeil de chat" (NGC 6543, photo Hubble Space Telescope)

Entre 8 et 12 masses solaires après la fusion de l'hydrogène, puis de l'hélium dans le cœur, le carbone peut fusionner pour former des atomes jusqu'au silicium . au delà de 12 masses solaires, l'oxygène fusionne dans le cœur L'étoile géante ou supergéante rouge est le siège de nombreuses réactions nucléaires qui s'équilibrent et prend alors une structure en "pelure d'oignon" : un cœur de fer se forme entouré de coquilles de températures décroissantes correspondant à des réactions nucléaires et des compositions chimiques différentes. Au cours de ces réactions, des éléments de plus en plus lourds jusqu'au fer peuvent se former principalement par captures de noyaux d'hélium eux-mêmes produits par la désintégration de noyau légers (carbone, oxygène, néon, magnésium, silicium...) par des photons gamma. Dans certaines couches de l'étoile géante ou supergéantes, certaines réactions nucléaires libèrent des neutrons. Ces particules peuvent être capturées par les noyaux et peuvent former des noyaux plus lourds que le fer.
Le fer étant le noyau le plus stable, le cœur de l'étoile n'est plus le siège de réactions nucléaire. Pour supporter l'effondrement gravitationnel, le cœur se contracte et les électrons deviennent dégénérés fournissant la pression nécessaires. Mais la couche proche du cœur continue de produire du fer à partir de noyaux plus légers, augmentant ainsi la taille du cœur Lorsque la masse du cœur dépasse la limite de Chandrasekhar, masse au dessus de laquelle la pression des électrons dégénérés n'est pas suffisante pour contrebalancer la gravité, le cœur s'effondre de nouveau. L'énergie gravitationnelle est libérée sous forme de photons à très haute énergie et de neutrinos. Les photons cassent les noyaux de fer. La matière devient alors excessivement dense et n'est plus formée que de neutrons, les électrons fusionnant avec les protons. La densité est telle que les neutrons sont dégénérés et peuvent s'opposer à la gravité. Le cœur de l'étoile devient une étoile à neutrons. Ce processus est très rapide (quelques fraction de secondes). Dans le même temps, une onde de choc, créée par le vide libéré, se crée et, avec le flux intense de neutrinos, fait exploser les couches externes de l'étoile en une supernova. Au cours de l'explosion, un flux intense de neutrons est libéré. permettant de créer rapidement des noyaux très riches en neutrons. Ces noyaux ne sont pas stables et une partie des neutrons se transforment en protons (en produisant des positrons et un neutrinos). Des noyaux plus lourds que le fer sont alors formés. Avec l'explosion, les couches externes sont donc renvoyées dans le milieu interstellaire qu'elles enrichissent avec les éléments précédemment synthétisés.

Si la masse initiale de l'étoile est supérieure à 25 fois la masse du Soleil, l'explosion de la supernova n'est pas suffisante pour évacuer toutes les couches externes et une partie retombe sur l'étoile à neutrons. La pression des neutrons dégénérés peut alors ne plus suffire pour s'opposer à l'effondrement gravitationnel si la masse résiduelle est supérieure à environ 3 masses solaires. En fait, plus rien ne peut résister à cet effondrement et un trou noir se forme.