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Lorsque l'étoile a brulé tout l'hydrogène de ses couches inférieures(environ 10 % du total de l'étoile) la réaction de l'hydrogène en hélium s'arréte. C'est la fin de la séquence principale, l'étoile entre dans la fin de sa vie.
Le devenir de l'étoile dépend alors de sa masse:
si la masse d'une étoile est :
-Comprise entre 0,7 masses et 6 masses solaires, (soit la masse du coeur inférieure à 1.4 fois celle du soleil).
-Supérieure à 6 masses solaires , elle deviendra une super géante rouge.
Pour les étoiles dont la masse est inférieure a 0.7 Masse solaires , la gravité ne sera pas assez importante pour amorcer la fusion de l'hélium. Elles seront tout de même assez massique pour amorcer la réaction de fusion de l'hydrogène (séquence principale), mais c'est très lent. Plusieurs centaines de milliard d'années pense-t-on, soit bien plus que l'age actuel de l'univers(environ 15 milliards d'années). En tout cas, elle n'atteindra jamais les 100 Millions de degrés nécessaires pour lancer la fusion de l'hélium. On suppose qu'ensuite, après avoir brulé tout son carburant, elle devienne une naine noire. Evidemment cela reste une théorie puisque l'univers est trop jeune.
La géante rouge
Nous savons que la fusion de l'hydrogène transforme quatre protons en un seul noyau d'hélium, ainsi le nombre de particules dans le noyau diminue ce qui entraine une baisse de la pression. Pour résister au poids des couches externes, le noyau se contracte légèrement sur lui-même ce qui fait augmanter sa pression interne de façon à retrouver sa stabilité. Les couches d'hydrogènes proche du noyau deviennent assez chaudes pour entretenir des réactions nucléaires (cela se traduit par une augmentation de la luminosité de l'étoile).
Mais à nouveau la concentration en protons devient trop faible, la combustion de l'hydrogène se stoppe, les forces de pressions internes chutent, la gravité se retrouve sans obstacle, et l'intérieur de l'étoile commence à se contracter.
Heuresement pour l'étoile, cela ne s'arréte pas là. Le noyau est en mesure de transformer une partie de son énergie gravitationnelle en énergie thermique. De plus une coquille d'hydrogène en fusion va apparaître (la région qui entourait le noyau était encore très riche en hydrogène car il ne s'y produisait pas de réaction). Grâce à la contraction de l'étoile, la température de cette région augmante rapidement. Les réactions de fusion de l'hydrogène peuvent alors continuer dans la fine coquille entourant le noyau éteint qui s'agrandit au sein de l'enveloppe. Pendant ce temps le cœur continue à se contracter et l'enveloppe se dilate sous la pression des radiations. Puis, au bout d'environ un demi-milliard d'années la luminosité bondit à plus de mille fois sa valeur initiale et la température de surface descend encore en-dessous de 35000°K pendant que l'enveloppe se dilate de plus en plus.
Pendant ce temps, la densité du noyau atteint de telles proportions (un million de grammes par centimètre-cube) que la loi des gaz parfaits (pV=nRT) n'est plus valable: la pression ne dépend plus de la température mais de la densité; On parle de gaz dégénéré.(cf : Pression de dégénérescence)
Le diamètre de l'étoile peut être multiplié par un facteur 200, tandis que la baisse de température va se traduire par un décalage du rayonnement vers le rouge : l'étoile devient ce que l'on appelle une géante rouge.
Le noyau continue à se contracter jusqu'à atteindre la température de 100 millions de Kelvin, la température de fusion de l'hélium est alors atteinte : il peut alors servir de combustible à la place de l'hydrogène.
Il se produit alors ce qu'on appelle le flash de l'hélium: deux atomes d'hélium entrent en collision et fusionnent. Le noyau en résultant est un noyau de bérilium 8; or, l'isotope naturel du bérilium est le bérilium 7: le bérilium 8 est donc instable et se désintègre en 10-16 secondes pour redonner une paire d'hélium. A priori ces deux réactions de fusion/fission s'annulent; mais si jamais, pendant sa courte existence, un atome de bérilium 8 rencontre un atome d'hélium, il fusionnera avec pour donner du carbone 12 stable.
Cette suite de réaction est appelée processus triple-alpha.
Grâce à cette nouvelle fusion, le noyau produit de l'énergie lui permettant de lutter contre la gravité. La densité diminue et n'est plus assez forte pour maintenir le cœur en pression de dégénérescence. Cette nouvelle réaction permet à l'étoile géante de préserver son équilibre (comme dans un oeuf: le jaune serait l'hélium, le blanc l'hydrogène et la coquille l'enveloppe; à ceci près que les dimmensions et les proportions ne sont pas du tout les mêmes...)
Mais tout comme les réserve d'hydrogènes, celles d'hélium ne sont pas illimitées. Sa combustion doit donc finalement s'arrêter. Les événements qui se déroulent ensuite vous seront décrit plus tard. Il faut souligner que la durée de la phase géante rouge est inférieure à celle de la vie sur la séquence principale. Pour une étoile comme le Soleil, la combustion de l'hydrogène dure environ 10 milliards d'années, alors que celle de l'hélium ne permet que deux milliards d'années supplémentaires.
Image d'une géante rouge, une étoile dont le coeur est d'hélium avec une mince «coquille» où l'hydrogène est brûlé par fusion. La taille de la géante rouge est beaucoup plus grande que celle d'une même étoile sur la Séquence Principale.
La supergéante rouge
Nous allons passer à un autre cas de figure qui ressemble de près au précédent, celui des étoiles dont la masse est supérieure à 6 masses solaires c'est à dire celui des supergéantes rouges. Se sont en fait les supergéantes bleues qui seront destinées à devenir des supergéantes rouges.
Dans ce cas, lorsque le noyau se contracte sur lui-même, il atteint rapidement des températures de l'ordre de 600 millions de degrés. Ainsi comme pour la géante rouge, l'hélium du coeur s'est transformé en carbone. Les températures sont si élevées que lorsque le coeur de carbone commence à s'effondrer sous son propre poids, les atomes de carbone commencent à fusionner pour former du magnésium. Cette réacion libère beaucoup d'énergie, qui est alors transformée en chaleur, la température intérieure dépasse alors plusieurs centaines de millions de degrés. L'élévation de température permet à d'autre éléments, encore plus lourds, de fusionner, et ainsi de suite. Cette chaîne de fusion génère une très grande quantité d'énergie, et la vitesse de fusion progresse : 600 ans pour fusionner le carbone, un an pour le néon, 6 mois pour l'oxygène, et enfin un jour pour le silicium (pour une étoile d'environ 25 masses solaires). Cela se termine au coeur de fer extrêmement dense, mais inerte, mort. Cependant, au bout de cette course, l'enveloppe de l'étoile s'est dilatée de façon encore plus disproportionnée: une supergéante rouge est née.
La structure du coeur, à ce stade, ressemble à la structure d'un oignon: au centre, un coeur de fer, puis en couches successives, le souffre, l'oxygène, le néon, le carbone, l'hélium et finalement l'hydrogène. Tout comme la géante rouge, la fusion nucléaire se poursuit dans l'enveloppe, et la matière plus lourde ainsi crée est atirée vers le noyau. Cependant, lorsque le noyau de fer atteint la limite de 1,44 masses solaires, il ne peut plus résister à sa propre gravité et s'effondre: il y a alors effondrement gravitationnel.
Une photographie de Bételgeuse. C'est une supergéante rouge d'un diamètre de l'ordre de 500 fois plus grand que celui de Soleil. On peut apercevoir sur l'image une tache brillante dont la température est supérieure de 2000 degrés à celle de la surface de l'étoile.
L'échelle de comparaison en dessous montre bien la taille gigantesque de cette étoile.
Nous venons donc de présenter comment se forment les géantes rouges, et les supergéantes rouges. Mais cela n'est qu'un stade.
On peut donc se demander:
Que deviennent les géantes rouges ?
La nébuleuse planétaire
Pour les étoiles dont la masse initiale n'est pas supérieur à 6 masses solaires, le processus de fusion s'arrête à l'hélium. Le noyau de carbone devient alors inerte, les processus de fusion ralentissent et l'étoile commence doucement à s'éteindre. L'enveloppe externe de l'étoile est alors arrachée par les vents stellaires causés par les pulsations du coeur de carbone en formation. L'étoile se compose alors de deux parties : l'étoile proprement dite au centre, entourée d'une nébuleuse en expansion (nuage de gaz composé essentiellement de l'hydrogène et de l'hélium non consommé dans la fusion et d'un peu de carbone). L'étoile au centre continue sa contraction au fur et à mesure que de la matière est éjectée et sa température de surface augmente jusqu'à passer au dessus de 30 000 K. À partir de cette température, elle émet une quantité de photons capables de photoioniser la nébuleuse qui l'entoure. En effet, pour « voir » la nébuleuse planétaire, il faut qu'elle émette de la lumière, ce qu'elle fait dès qu'elle est photoioniser par l'étoile centrale. C'est à partir de ce moment que l'on peut parler de nébuleuse planétaire. Le phénomène ne dure que quelques 10 000 années. La fin de la nébuleuse planétaire provient d'une part du refroidissement de l'étoile centrale qui finit par ne plus émettre les photons capables de ioniser la nébuleuse et d'autre part de la dilution du gaz constituant la nébuleuse.
La nébuleuse planétaire NGC 2440 qui se trouve dans la constellation de la Poupe.
Mais que devient donc l'étoile centrale?
La naine blanche
L'étoile va continuer à s'effondrer sur elle-méme. Sa taille va diminuer mais son poids va rester le même, ainsi la densité va augmanter. Électrons et noyaux d'atomes sont alors si proches qu'ils ne peuvent se comprimer davantage : on dit que la matière est "dégénérée", un nouveau type de force de pression, appelée la pression de dégénérescence apparaît. Elle s'oppose à l'effondrement de l'étoile et rétablit l'équilibre avec la force de gravité. Le diamètre moyen est de l'ordre de 10 000 kilomètres, soit une taille similaire à celle de la Terre, mais avec la masse du Soleil. La densité sera alors phénoménale : un dé à coudre de cette matière pèserait plusieurs tonnes.
La nébuleuse Hélix ou NGC 7293 vue par le télescope spatial Spitzer. Le cercle rouge lumineux situé au centre est la lueur d'un disque de poussière entourant l'étoile naine blanche.
Enfin, puisque l'étoile n'a plus de source d'énergie, sa température et sa luminosité baissent. Sa couleur passe du rouge au blanc, puis, après quelques milliards d'années, elle n'émet plus que très faiblement rayonnements dans le domaine visible. Elle devient alors une naine noire dite aussi naine brune. Mais le stade de naine noire ne devrait être atteint qu'au bout de plusieurs dizaines de milliards d'années, l'univers est donc encore trop jeune pour en former.
La Novae
Lorsque deux étoiles sont membres d’un système binaire (couple d’étoiles orbitant l’une de l’autre). Le phénomène peut se produire quand l’une a atteint le stade de naine blanche et l’autre le stade de géante rouge et a son enveloppe qui commence à se dilater. Alors si les étoiles sont suffisamment proches, les couches externes de la géante rouge sont attirées par la naine blanche et forment un disque autour de la naine blanche, « un disque d’accrétion ». Le gaz du disque va peu à peu tomber sur la naine pour former une couche d’hydrogène qui va voir sa température et sa densité augmenter. Lorsque la température est assez élevée (environ une dizaine de millions de kelvins), la combustion de l’hydrogène commence, et très vite, il se produit une explosion à l’extérieur de l’étoile qui expulsent les couches d’hydrogène avec une puissance phénoménale. La luminosité de l’étoile binaire est multipliée de 10 000 jusqu’à un million (selon la quantité d’hydrogène se trouvant dans les couches). Une novae s'est formée. Puis la situation redevient normale après quelques mois. De nouvelles couches d’hydrogène peuvent se reformer jusqu’à une nouvelle explosion au bout de un siècle à plusieurs dizaines de milliers d’années. On parle aussi de supernovae de type I.
Novae pendant et après explosion
Que deviennent les supergéantes rouges?
La supernovae
Pour le moment, notre supergéante rouge ressemble à ça :
Si le noyau de fer est incapable de produire de l'énergie par réactions nucléaires, il doit en créer par contraction, en transformant son énergie gravitationnelle. C'est donc un nouvel effondrement de l'ensemble de l'étoile qui commence. Cependant, l'étoile va subir un ensemble de réactions qui vont transformer toute la matière de son noyau en neutrons. Ces particules donnent naissance à une nouvelle pression de dégénrescence qui stoppe finalement la contraction du noyau et rend celui-ci très rigide. Mais les autres couches de l'étoile sont toujours en train de s'effondrer. Elles atteignent la surface du noyau incompressible, s'y écrasent très violemment et rebondissent. Apparaît alors une formidable onde de choc qui va s'éloigner du noyau et tout balayer sur son passage. L'enveloppe de l'étoile est complètement soufflée. Sa matière est éjectée vers le milieu interstellaire à des vitesses de plusieurs milliers de kilomètres par seconde. Du fait de l'incroyable quantité d'énergie libérée, l'étoile se met à briller comme 200 millions de soleils, parfois autant qu'une galaxie tout entière. Une supernova vient de naître, on peut peut parler de supernovae de type II.
La supernova SN 1994D (le point blanc brillant en bas à gauche de l'image), dans la partie externe du disque de la galaxie spirale NGC 4526.
L' étoile deviendra alors soit une étoile à neutrons si sa masse est inférieure à environ 25Mo ou un trou noir si elle est supérieure.
L'étoile à neutrons
Il reste plus que pour le moment une "marre" de neutrons (les électrons des atomes ont pénétré, à cause de l'intense pression, à l'intérieur même des noyaux pour former, avec les protons, des neutrons), il s'est formé un des objets les plus compacts et denses de l'univers : une étoile à neutrons. Il faut souligner que l'intense effondrement gravitationnel leur confère une grande énergie cinétique de rotation, ce qui fait que de jeunes étoiles atteignent une vitesse de rotation inférieure à une seconde (la Terre en prend 24 heures, soit ~86400 secondes). Bien souvent, elles attirent le gaz qui les entoure (comme les restes de la vieille étoile par exemple) pour former ce que l'on appelle une magnétosphère, i.e. une atmosphère de plasma qui réagit à l'intense champ magnétique que l'on retrouve chez certaines étoiles à neutrons. Ces étoiles ont un nom bien particulier : ce sont des pulsars.
Leur champ magnétique canalise les particules de plasma chargées vers les pôles magnétiques, où d'intenses jets de radiation sont émis. Comme les pôles magnétiques ne correspondent habituellement pas aux pôles géographiques, ce «phare interstellaire» tourne à une vitesse vertigineuse et balaie l'espace. C'est de cette façon qu'on les détecte de la Terre: on voit des impulsions lumineuses (souvent des ondes radio) d'une régularité presque sans reproche ; c'est une autre caractéristique fondamentale des pulsars.
Pour l'anecdote, lorsque l'on a découvert ces ondes radio, on ne connaisait pas encore l'existence des pulsars. On pensait que ces ondes radio étaient un message des extraterrestres.
Le trou noir
Il faut tout d’abord souligner que le trou noir a été découvert par Albert Einstein et que l’on en a jamais observé, mais sa théorie est approuvé par quasiment tous les astrophysiciens. La théorie de la relativité générale d'Einstein, dit, entre autres, que la masse courbe l'espace, et donc le trajet d'un photon. Imaginons que l'objet soit si massif que la courbure de l'espace se referme sur elle-même en une sorte de boucle. Vous obtenez ce que l'on appelle un trou noir. Il peut être considéré comme le stade ultime d’un effondrement gravitationnel. Lors de l'effondrement final, les neutrons sont incapables de résister à la force de gravitation. Le résidu ne s'arrête pas au stade d'étoile à neutrons mais continue de s'effondrer. Lorsque sa taille atteint la vingtaine de kilomètres, la densité et la gravité de l'étoile atteignent des valeurs si grandes que la vitesse de libération atteint effectivement celle de la lumière ainsi rien, pas même la lumière, ne peut plus s'échapper. L'étoile est désormais impossible à observer, elle ne se manifeste plus que par d'intenses perturbations de l'espace-temps dans son voisinage.
La disparition se produit au moment où le rayon de l'étoile atteint une valeur critique, le rayon de Schwarzschild, (qui est un rayon défini en fonction de la masse de l'étoile). Si une étoile ou tout autre objet atteint un rayon égal ou inférieur à son rayon de Schwarzschild, alors il devient un trou noir (la Terre elle-même peut devenir un trou noir si son diamètre passait en dessous des 2cm de diamètre). Le rayon de Schwarzschild correspond à la distance à laquelle la lumière n'est plus capable de s'échapper et où la communication avec notre univers devient impossible. Le résidu stellaire quant à lui, une fois le rayon de Schwarzschild dépassé, continue à se contracter jusqu'à finalement atteindre un état de densité infinie, une singularité, où l'espace et le temps sont infiniment distordus étant donné que la gravité modifie le temps. L'énergie gravitationnelle émise au moment où la matière tombe dans le trou génère un échauffement qui se transforme en rayons très énergétiques tels que les rayons X ou les gamma. Un phénomène appelé accrétion lumineuse. Ces rayons entourant un horizon noir sont donc des signes d'un trou du même nom.
Imaginez que le trou noir soit entouré d'un disque de gaz. Le gaz est englouti peu à peu par le monstre, cette chute élève la température, ce qui le fait briller.
Trou noir de Kerr : La différence majeure entre la solution de Schwarzschild et celle de Kerr est que ce dernier considère les trous noirs comme des entités dynamiques. Par conséquent, comme tout corps en rotation, le trou noir perd sa forme sphérique pour en adopter une qui est plus ovale, aplati aux pôles et étiré à l'équateur. Ce phénomène est bien connu : la Terre elle-même n'est pas ronde, mais ovale, à cause de sa rotation. De plus, la singularité au centre du trou noir n'est plus un point, mais bien un anneau, creux au centre. Toute la masse serait concentrée sur cet anneau.
La galaxie M51 sous l'oeil du télescope spatial Hubble. La croix au centre de cette galaxie signalerait la présence d'un trou noir en son centre.
Voici un tableau récapitulant les morts envisable d'une étoile selon sa mort.
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Masse de l'étoile
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Évolution
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Destin final
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- de 0,7 MO
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aucune
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Naine noire
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de 0,7 à 6 MO
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Géante rouge
Nébuleuse planétaire
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Naine blanche puis naine noire
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de 6 à 25 MO
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Supergéante rouge
Supernova
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Étoile à neutrons ou pulsar
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plus de 25 MO
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Supergéante rouge
Supernova
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Trou noir
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