Vie et mort des étoiles

L'évolution des étoiles est très variable suivant leur masse. Une fois qu'une dizaine de % du cœur en hydrogène aura été transformé en hélium, les réactions associées diminuent, et l'étoile recommence à se contracter sous l'effet de la gravité. D'autres réactions sont alors enclenchées.

La situation est simple concernant les naines brunes, ces étoiles "ratées" de masse trop faible pour entretenir une réaction nucléaire à partir des protons. Seul le deutérium (proton + 1 neutron) est lentement consommé, une naine brune rayonne faiblement dans le domaine infrarouge. Puis finira par s'éteindre en quelques centaines de millions d'années.

La durée de la séquence principale d'étoiles de faible masse est énorme, plus grande que l'âge de l'univers actuel.

Les étoiles de faible masse, inférieure à un demi-soleil, sont des naines rouges durant la séquence principale.

Une fois que l'hydrogène du cœur aura été consommé et transformé en hélium, l'étoile se contracte jusqu'à ce que la pression de dégénérescence des électrons la bloque, sa température augmente (genre 50 000 K), et devient une naine blanche, une étoile chaude et peu lumineuse.

Qui finira par s'éteindre en une naine noire, mais après un temps tellement long que l'on en a jamais observée. C'est une étoile morte très dense, sa masse tient dans un volume comparable à la Terre, de l'ordre de la tonne par cm³.

On vient de voir que si la masse initiale est trop faible, une fois que l'hydrogène est consommé, les réactions nucléaires s'arrêtent car la contraction qui suit est insuffisamment puissante.

Mais si la masse est suffisamment importante, plus de 0,5☉, alors la contraction va permettre de monter la température du cœur jusqu'à déclencher les réactions de fusion de l’hélium en carbone et en oxygène. Un nouveau cycle démarre.

L'énergie dégagée par la fusion de l'hélium est très importante, et repousse les couches extérieures et fait gonfler l’étoile : elle devient une géante rouge. L'étoile est lumineuse mais tellement grosse que l'énergie se répartie sur une grande surface, et finalement l'étoile apparait plutôt froide.

La très grosse majorité des étoiles (90%) possède une masse inférieure à 8☉, et notre soleil en fait bien sûr partie.

Dans ce cas, lorsque l'hélium a été consommé, l'étoile se contracte de nouveau, le cœur chauffe de nouveau, mais l'étoile n'est pas assez massive pour enclencher d'autres réactions nucléaires (voir plus loin).

L'énergie dégagée par la contraction va souffler les couches extérieures de l'énorme géante rouge, ce qui produit une nébuleuse planétaire ─un nom qui n'a rien à voir avec une quelconque planète, c'est une dénomination historique erronée.

On va se retrouver avec une sorte de grand nuage de gaz, avec le restant de l'étoile au centre qui va former une naine blanche composée d’hélium, de carbone et d’oxygène, la pression de dégénérescence des électrons étant suffisante pour contrer la contraction gravitationnelle.

Pour les étoiles de masse supérieure à 8☉, on parle de supergéante rouge.

Après la séquence principale où l'étoile brûle gentiment son hydrogène, la phase de nébuleuse planétaire n’a pas lieu, les séquences arrêt de la combustion-contraction-réchauffement-rallumage vont se poursuivre avec la fusion d’éléments de plus en plus lourds, et l'étoile grossit inconsidérément en supergéante rouge.

Mais ça s'arrête forcément après le Silicium qui produit du Fer, qui est le noyau le plus stable de l'univers, car ajouter des protons au noyau de Fer requiert un ajout d'énergie, on ne peut plus libérer de l'énergie par fusion.

L'énergie dégagée est encore plus énorme, aussi la géante bleue initiale gonfle énormément et devient une supergéante rouge.

Le noyau de la supergéante s'enrichit en Fer, et lorsque sa masse atteint la masse de Chandrasekhar (~1,4☉), la pression de dégénérescence des électrons ne parvient plus à compenser la gravité.

Le noyau s'effondre en un instant, l'énergie potentielle de gravitation libérée est absolument énorme, bien plus que toute l'énergie de fusion libérée pendant des millions d'années. Les couches externes sont en chute libre, et rebondissent sur le noyau qui présente une force de répulsion nucléaire très importante, ce qui provoque une violente onde de choc et la matière est éjectée dans l'espace à une fraction importante de la vitesse de la lumière, avec une libération d'énergie cataclysmique.

C'est une supernova de type II (= à effondrement du cœur).

La luminosité d'une supernova dans le spectre visible rivalise avec celle d’une galaxie entière, et ce n'est qu'une infime partie de l'énergie libérée, les neutrinos en embarquent une énorme quantité. D'énormes quantités d'éléments chimiques plus lourds que le Fer sont synthétisés pendant l'explosion, c'est la principale source pour créer la matière, celle des planètes telluriques.

On observe environ 3 supernovæ par siècle dans une galaxie, par exemple celle du Crabe observée par les Chinois en l’an 1054.

Que devient le noyau de la supergéante qui explose en supernova de type II ?

Le noyau de Fer s'effondre par gravitation, la pression de dégénérescence des électrons ayant été débordée. Les électrons sont capturés par les protons pour former des neutrons, en libérant une quantité effroyable de neutrinos (qui vont chauffer la matière, bien que réagissant faiblement avec la matière) et lorsque la densité atteint celle de la matière nucléaire (10¹⁷kg/m³) c'est la pression de dégénérescence des nucléons qui stoppe l'effondrement.

Une étoile à neutrons vient d'être créée. Elle fait dix à quinze kilomètres de diamètre. Elle entre en rotation par conservation du moment angulaire, un champ magnétique intense est produit, et elles sont vues comme des pulsars, sorte de radiophare cosmique avec des pulsations de l'ordre de quelques dizaines de hertz, ralentissant dans la durée et finissant par s'éteindre.

Lorsque la masse de l'étoile à neutrons dépasse environ 2,2 à 3☉, correspondant à une masse initiale d'une vingtaine de masses solaires, elle s'effondre directement en un trou noir.

Les raies spectrales correspondent à des transitions d'électrons sur des ions, et il s'agit majoritairement de la photosphère, et pas du noyau en profondeur. Il faut de plus tenir compte de l'effet Doppler qui décale et étale les spectres. Pour ne pas arranger les choses, une supernova éjecte des matériaux qui vont plus ou moins masquer l'étoile centrale, et être excités par son rayonnement...

On trie les supernovæ en deux catégories :

1. En l'absence d'Hydrogène, la supernova est de type I
2. En présence d'Hydrogène, la supernova est de type II

Puis on a plusieurs sous catégories. En l'absence d'Hydrogène :

• En présence de Silicium, la supernova est de type Ia
• Avec du Silicium, mais pas d'Hélium, la supernova est de type Ib
• Sans Hydrogène, ni Hélium, ni Silicium, elle est de type Ic

En présence d'Hydrogène :

• Si le spectre est dominé par l'Hélium, elle est de type IIb
• En présence de raies d'émission fines d'Hydrogène, c'est une IIn
• Si la courbe de luminosité présente un plateau, c'est une II-P
• Si c'est une décroissance linéaire, on parle de II-L

Après, pour expliquer ce qui se passe, c'est plus compliqué et spéculatif. Pour les supernovæ de type II, je n'irai pas plus loin.

Il est probable qu'un système binaire d'étoiles massives puissent être à l'origine d'une supernova de type Ia :

• La plus massive du couple évolue rapidement, souffle ses couches externes et forme une naine blanche.
• Lorsque la moins massive quitte la séquence principale et devient une géante rouge, elle ouvre la voie à un transfert de matière vers la naine blanche.
• L'hydrogène et l'hélium ainsi accrétés à la surface de la naine blanche, augmentent peu à peu sa masse, elle va commencer à s'effondrer.
• Peu avant d'atteindre la masse de Chandrasekhar, les conditions de pression et de température au cœur de la naine blanche permettent le rallumage de la fusion du carbone. Le taux de cette réaction étant très sensible à la température, et comme le mécanisme de régulation via la dilatation de l'étoile n'arrive pas se mettre en place, la réaction s'emballe en une explosion thermonucléaire.

On parle de supernova thermonucléaire.

L'homogénéité observée de ces événements s'explique alors naturellement : la masse de combustible est toujours la même, proche de la masse critique. Au maximum de luminosité, une supernova thermonucléaire brille comme quelques milliards de soleils, autant qu'une galaxie de taille modeste.

Il arrive même que cette explosion thermonucléaire soit récurrente.