L'évolution des étoiles

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Le diagramme Hertzsprung-Russell

Historique et définition

Le diagramme de Hertzsprung-Russell, en abrégé diagramme H-R, est un graphique dans lequel est indiquée la luminosité d'un ensemble d'étoiles en fonction de leur température effective. Ce type de diagramme a permis d'étudier les populations d'étoiles et d'établir la théorie de l'évolution stellaire.

Il a été inventé autour de 1910 par Ejnar Hertzsprung, astronome danois (1873-1967). Il eut l'idée en 1905 de classer les étoiles d'un même type spectral en plusieurs classes de luminosité en fonction de leur température de surface. Pour des raisons historiques l'axe des températures est orienté vers la gauche. Le diagramme auquel il aboutit fut perfectionné par Henry Norris Russell.

Russell est un astronome américain (1877-1957), à qui l'on doit de nombreux travaux sur la physique des étoiles, qui l'amenèrent à établir une classification des étoiles en fonction de leur luminosité et de leur type spectral.

Hertzsprung et Russel constatèrent que les étoiles, loin de se répartir uniformément sur le diagramme, se regroupaient dans des zones bien définies : Une zone qui traverse obliquement le diagramme du haut à gauche vers le bas (la sépquence principale), une deuxième zone horizontale, la valeur zéro de la magnitude absolue (la branche des géantes), et une troisième située plus haut que la précédente (la branche des supergéantes) . Donc, à une classe spectrale donnée corespondents trois valeurs possibles pour la magnitude absolue. C'est ce qui a conduit à classer les étoiles en trois catégories : les naines, les géantes et les supergéantes.

Convention

Un diagramme de Hertzsprung-Russell représente soit la luminosité intrinsèque en fonction de la température (utilisée par les théoriciens), soit la magnitude absolue en fonction de l'indice de couleur (ce qui découle immédiatement de données photométriques). Dans ce second cas, on parle aussi de diagramme couleur-magnitude.

Un diagramme de Hertzsprung-Russell est toujours présenté de la manière suivante :

• La luminosité est en ordonnée, le plus brillant étant en haut.
• La température effective, ou l'indice de couleur (le type spectral établi suivant la classification de Harvard), est en abscisse, le plus chaud étant à gauche.

L'étoile 1 a la même luminosité que l'étoile 2, mais sa température est supérieure, elle rayonne donc avec une surface plus petite, son diamètre est lui aussi inférieur à celui de l'étoile 2. Il en est de même pour les étoiles 4 et 5.

Les étoiles 2, 3 et 4 ont la même température mais des luminosités décroissantes. Elles rayonnent donc avec des surfaces de plus en plus faibles, leur diamètre décroit.

Le trajet de Hayashi

Au début, la température de la proto-étoile est de l’ordre de 10 K, ce qui place l’objet très à droite du diagramme. Le rayonnement produit est celui d’un corps noir à cette température, c’est un rayonnement millimétrique. L’énergie produite est extrêmement basse, aussi la luminosité de l’objet est voisine de 0. Par conséquent, son point représentatif se trouve sur l’axe horizontal, loin à droite de la partie correspondant à la Séquence Principale.

A mesure que la contraction se produit, la température augmente, et donc le point représentatif se déplace vers le bleu, vers la gauche. Simultanément, l’énergie dégagée augmente, et donc aussi la luminosité. Le point se déplace donc vers le haut et la gauche.

Ceci va se poursuivre jusqu’à la stabilisation de la protoétoile, lorsqu’elle atteint l’équilibre hydrostatique, et qu’elle devient entièrement convective.

La protoétoile vient d’atteindre le trajet de Hayashi, et s’y positionne au point qui correspond à sa masse. La contraction continue, mais dans un temps plus long.

Lorsque s'enclanchent les réactions nucléaires de fusion de l'hydrogène, cette énergie prend le relais de l’énergie gravitationnelle, et bloque la contraction. L’étoile se trouve pour la première fois en équilibre, non seulement mécanique mais aussi thermique. C’est le début de la séquence principale.

La séquence principale

La séquence principale est la région du diagramme de Hertzsprung-Russell où la majorité des étoiles résident, elle correspond à la diagonale allant du coin supérieur-gauche (chaud et lumineux) au coin inférieur-droit (froid et peu lumineux). Si la concentration d'étoiles y est si élevée, c'est parce que celles-ci y passent environ 90 % de leur vie en évoluant très peu, fusionnant l'hydrogène en leur cœur. C’est la phase la plus stable et la plus longue de la vie d’une étoile.

Pendant toute la Séquence Principale, l’étoile transforme l’hydrogène en hélium, donc sa composition chimique évolue. Toutefois, c’est au centre que se produisent les réactions nucléaires, et la modification chimique concerne au premier chef le cœur. Elle le concerne même seul, sauf si un mécanisme de brassage intervient pour mélanger la matière du cœur à celle des couches extérieures.

Ainsi, petit à petit, la fusion de l’hydrogène se propage du centre vers l’extérieur, laissant derrière elle un cœur d’hélium inerte de plus en plus gros, de plus en plus dense. Dans cette lente transformation, le cœur se réchauffe, et se contracte. Pour lutter contre son poids grandissant (la masse est inchangée, mais le rayon du cœur diminue, donc la gravité augmente), l’étoile produit davantage d’énergie. Sa luminosité augmente donc légèrement. Les couches externes étant chauffées de plus en plus (luminosité du cœur croissante), se dilatent légèrement, et le rayon de l’étoile augmente un peu. Par suite, la surface de l’étoile (disons sa photosphère pour être correct) se refroidit un peu, et l’astre devient un peu plus rouge.

La lente et modeste évolution de l’étoile à l’intérieur de la Séquence Principale est due à cette évolution chimique. Le cœur d’hélium ne produisant plus d’énergie, donc plus de chauffage, la température s’y égalise progressivement. A partir de là, le coeur est donc isotherme.

A sa naissance, le diamètre du Soleil était de 94 % son diamètre actuel, sa température était de 5.500 K (5.770 aujourd’hui), et sa luminosité de 70 % de celle d’aujourd’hui.
Lorsque l’hydrogène du cœur sera épuisé, le diamètre sera 75 % plus grand qu’aujourd’hui, et la luminosité sera doublée.

Les types spectraux

Le type O

Les étoiles de type O sont très chaudes (température de couleur : 30 000 K pour Mintaka (delta Orionis) et très lumineuses et de couleur bleue. Par exemple, Naos, dans la constellation de la Poupe, brille près d'un million de fois plus fort que le Soleil. Ces étoiles possèdent des raies d'hélium intenses et des raies d'hydrogène assez faibles, elles émettent principalement dans l'ultraviolet. Ces étoiles sont si énergétiques qu'elles développent un fort vent stellaire et donc perdent de la matière qui forme alors des enveloppes donnant des raies en émission (type Oe pour les émissions dans l'hydrogène, type Of pour les émissions dans l'hélium II et l'azote III).

Le type B

Les étoiles de type B sont aussi très lumineuses et chaudes (température de couleur : 13 000 K) ; Rigel, dans la constellation d'Orion, est une supergéante bleue de type B. Leur spectre possède des raies d'hélium neutre et les raies d'hydrogène sont assez faibles (elles sont appelées raies de Balmer). Les étoiles de type O et B sont si puissantes qu'elles ne vivent que fort peu de temps. Elles ne s'écartent donc que peu de l'endroit où elles se sont formées. Ainsi, elles ont tendance à s'assembler en ce qu'on appelle des associations OB qui regroupent ces étoiles au sein d'un immense nuage moléculaire. L'association OB1 d'Orion forme un bras entier de la Voie lactée et contient toute la constellation d'Orion. C'est la présence d'étoiles très brillantes et non leur nombre qui font que les bras des galaxies paraissent plus brillants. On peut rajouter que parmi les cent étoiles les plus brillantes, un tiers sont des étoiles de type B. Certaines étoiles B montrent des raies en émission dans leur spectre. Selon que les raies soient des raies interdites ou des raies normales, on parle d'étoiles « B[e] » ou « Be » (le « e » pour « émission »).

Le type A

Les étoiles de type A (appelées étoiles blanches de la séquence principale) sont parmi les plus communes visibles à l'œil nu. Deneb, dans la constellation du Cygne, et Sirius, l'étoile la plus brillante du ciel dans le visible, sont deux étoiles de type A. Comme toutes celles de ce type, elles sont blanches, leur spectre possède des raies d'hydrogène assez intenses raies de Balmer et montre plus faiblement la présence de métaux ionisés (raie K du calcium ionisé).

Certaines d'entre elles présentent des caractéristiques remarquable notées Am ou Ap. Elles font partie des étoiles à fort champ magnétique (taches) ou présentant de fortes concentrations de certains métaux (par lévitation due aux forces radiatives) renforçant les raies spectrales de ces éléments chimiques.

Le type F

Les étoiles de type F sont encore très lumineuses (température de couleur : 6 000 à 7 200 K), et sont en général des étoiles de la séquence principale, comme upsilon Andromedae A dans la constellation d'Andromède, Canopus, l'Étoile polaire , ou encore Procyon A. Leur spectre est caractérisé par des raies d'hydrogène plus faibles que dans les étoiles A et la présence de raies des métaux neutres et ionisés (Fe I, Fe II, Ti II, Ca I, Ca II, Mg I, etc.).

Le type G

Les étoiles de type G (ou naine jaune) sont les mieux connues, car le Soleil appartient à ce type. Elles possèdent des raies d'hydrogène encore plus faibles que celles de type F et des raies de métaux ionisés ou neutres. Les raies du Ca II H et K sont très prononcées. Le type G est l'un des derniers (outre K et M, ci-dessous) où l'on distingue (étant donné la température de couleur de 5 000 à 6 000 K) des raies moléculaires encore assez fortes (CH, CN, C2, OH). Elles doivent d'ailleurs leur nom « G » à la molécule CH qui présente une forte absorption vers 430 nm identifiée par Fraunhofer par la lettre G. Alpha Centauri A est une étoile de type G.

Le type K

Les étoiles de type K (ou naine orange) sont des étoiles de couleur orange, légèrement moins chaudes que le Soleil (température de couleur : 4 000 K). Certaines sont des géantes rouges alors que d'autres, telle que Alpha Centauri B, sont des étoiles de la séquence principale. Elles possèdent des raies d'hydrogène très faibles, voire inexistantes, et surtout des raies de métaux neutres. Quelques composés moléculaires y sont visibles : CH, CN, monoxyde de carbone CO, ainsi que les larges bandes de monoxyde de titane TiO pour les plus froides.

Le type M

Les étoiles de type M sont les plus nombreuses et possèdent une température de couleur de 2 500 à 3 900 K11. Toutes les naines rouges, soit 80 % des étoiles existantes, sont de ce type, comme Proxima Centauri. Bételgeuse, de même que les étoiles variables de type Mira sont également de ce type. Leur spectre montre des raies correspondant à des molécules (CN, CH, CO, TiO, VO, MgH, H2, etc.) et des métaux neutres, les raies du monoxyde de titane TiO peuvent être très intenses et les raies de l'hydrogène en sont généralement absentes.

Mais la quantité d'hydrogène disponible pour la fusion est limitée. La question est de savoir si toute la masse de l'étoile est disponible pour alimenter les réactions de fusion.
les objets stellaires les plus légers sont totalement convectifs. Dans ce cas, tout l'hydrogène de l'étoile est susceptible, tôt au tard, de passer par la région nucléaire et de prendre part à la fusion. Puisqu'en plus les réactions nucléaires dépendent beaucoup de la température, qui est inférieure dans les étoiles légères, les corps stellaires moins massifs émettent de la lumière pendant des périodes de temps plus importantes.

En revanche, dans les étoiles qui ne sont pas complètement convectives, et comptent deux régions internes (un noyau convectif et une enveloppe radioactive ou l'inverse), seul l'hydrogène du noyau stellaire est disponible pour la fusion nucléaire. Les couches externes ne se mélangent pas à l'intérieur et la photosphère de l'astre conserve sa composition chimique de départ.

Tôt ou tard, l'hydrogène disponible s'épuise. L'étoile entre en crise énergétique, sa structure s'altère et l'astre sort de la séquence principale.

Après la séquence principale

De la production d'hélium à l'arrêt des réactions nuclaires dans le noyau de l'étoile

L'hydrogène disponible se transforme peu à peu en Hélium. Les noyaux d'hélium sont plus lourds que ceux de l'hydrogène, et pour cette simple raison, ils s'enfoncent vers le centre de l'étoile. Avec le temps, la concentration d'hélium augmente au sein d'un mélange de plus en plus faible en hydrogène. Puis, il arrive un moment où l'hydrogène central est si peu concentré que les réactions de fusion de l'hydogène cessent de se produire.

Avec la baisse de production d'énergie, l'attraction gravitationelle n'est plus compensée et le noyau tend à se contracter. La contraction implique une augmentation de la pression et de la température, non seulement dans le noyau, mais également dans les zones environnantes.

Des réactions nucléaires dans les zones entourant le noyau de l'étoile

La contraction implique une augmentation de la presssion et de la température, non seulement dans le noyaux mais également dans les zones environnantes. Celles-ci atteignet alors les conditions pour que la fusion de l'hydrogène puisse se produire. En conséqunce, étoile tend vers une structure nouvelle constituée d'un noyau d'hélium chaud et dense mais inerte en réactions nucléaires entouré d'une couche dans laquelle se produit la fusion de l'hydrogène.

L'hélium produit dans la nouvelle couche de fusion de l'hydrogène "arrose" continuellement le noyau central. Ce processus s'accompagne d'une croissance continue du noyau et d'un déplacement vers l'extérieur de la couche de fusion de l'hydrogène qui s'éloigne de plus en plus et devient de plus en plus fine.

Au dela de la fusion de l'hydrogène

Au cours de ces changements structurels :

• Le noyau inerte devient de plus en plus dense.
• Les couches externes de l'étoile, également inertes grandissent et s'éloignent du centre.
• L'énergie générée se distribue sur une surface stellaire plus ample entraînant un refroidissement.
• L'étoile tend à grandir et sa superfie devient de plus en plus rougeâtre.
• Sur le diagramme HR, l'étoile s'écarte de la séquence principale et se déplace vers la droite en même temps que sa luminosité va peu à peu en augmentant. L'étoile se transforme d'abord en sous-géante, puis elle devient une géante rouge, dans la zone du diagramme désignée sous le nom de "branche des géantes".

Le processus de densification du noyau se poursuit jusqu'à atteinde un point à partir duquel la pression et la température sont si élevées qu'elles sont suffisantes pour forcer la fusion d'atomes d'hélium.

La fusion de l'hélium

La fusion de l'hélium doit passer outre la difficulté représentée par le fait qu'il nexiste pas de noyau stable de poids atomique 5. On ne peut donc pas imaginer l'adition d'un simple proton à un noyau d'hélium. D'un autre côté, l'union simple de deux noyaux d'hélium donne lieu à un noyau de béryllium-8 qui se désintègre immédiatement. Les chercheurs ont mis en évidence le processus "triple alpha" qui implique la collision presque simultanée de trois noyaux d'hélium. Quand les conditions d'abondance, de densité et de température sont réunies, la collision est inévitable.
La température doit atteinde entre 100 et 200 millions de kelvins. L'étoile trouve alors une nouvelle façon de produire de l'énergie. D'abord, deux atomes d'hélium produisent un atome de béryllium-8 et, immédiatemet, avant que celui-ci n'ait le temps de se désintéger, un nouveau noyau d'hélium vient s'ajouter.

⁴He + ⁴He ⁸Be
⁸Be + ⁴He ¹²C

Cette réaction produit de l'énerge et du carbone. D'autres réactions commensent à se produire simultanément et conduise à la formation d'autres éléments comme de l'oxygène et du néon bien qu'en quantités encore réduites.

¹²C + ²⁰Ne ¹⁶O
¹⁶O + ⁴He ¹²C

Un aspect important du démarrage de la fusion de l'hélium est qu'elle commence généralement lorsque les conditions dans le noyau stellaire sont celles de la matière dégénérée. L'équation de la matière dégénérée implique une indépendance entre la température et la densité. Donc, lorsque la fusion de l'hélium démarre, les énormes quantités d'énergie libérées chauffent la matière sans accroître son volume, ce qui peut provoquer aune augmentation extraordinairement rapide du rythme des réactions qui finit par provoquer une explosion : Le Flash de l'hélium.
Ce phénomène ne parvient pas à détruire l'étoile, mais induit une augmentation transitoire de la luminosité stellaire. Après cet épisode, la matière cesse d'être dégénérée et passe à un état stationnaire. Sur le diagramme HR, l'astre se déplace vers la gauche sur la branche horizontale.

Certaines étoiles peuvent générer plusieurs flahs de l'hélium successifs, alors que d'autres n'en provoqueront aucun. Comme dans tous les phénomènes de l'évolution stellaire, tout dépend de la masse : les astres assez massifs atteignent les températures requises pour la fusion de l'hélium sans que la matière ne se trouve en un état dégénérée. Les flashs de l'hélium sont plus fréquents dans les étoiles légères. Ils peuvent se produire lors des épisodes de combustion thermonucléaire de l'hélium dans le noyau stellaire comme dans les phases de fusion dans l'enveloppe.

L'évolution vers la géante rouge

L'hélium du noyau stellaire se transforme peu à peu en carbone et en oxygène. Un processus de décantation gravitationnelle, se répète, analoge à celui qui exite dans le cas de la production d'hélium. Le carbonne et l'oxygène s'accumulent dans le centre de l'étoile jusqu'à ce que la concentration d'hélium soit si basse qu'elle ne permette plus de maintenir le processus tripe alpha. Le noyau stellaire cesse alors de générer de l'énergie et se contracte, et la fusion de l'hélium se poursuit dans une couche autour du noyau. Cette couche étant enveloppée d'une autre couche, plus externe, où se poursuit la fusion de l'hydrogène. La nouvelle stucture induit une nouvelle expansion des couches externes.

L'étoile passe de la branche horizontale à la branche assymthotique des géantes, où les luminosités atteignent des valeurs extraordinaires. C'est ici que nous trouvons les supergéantes rouges les plus remarquables de tout l'Univers.

La fusion du carbone

De la même façon que pour l'hélium, dans les étoiles moins massives, la fusion du carbone peut se produire dans des conditions de dégénération qui conduisent à un ou plusieurs flashs du carbonne assez puissants pour provoquer le détachement et l'expulsion vers l'espace des couches externes de l'étoile. Si l'on ajoute l'expansion générale de l'étoile et l'augmentation de sa luminosité, la pression de la radiation est capable d'arracher des atomes de l'astre par d'immenses vents stellaires.

La phase de fusion du carbone conduit à la concentration de néon et d'oxygène dans le noyau (avec des quantités faibles mains non négligeables de sodium et de magnésium), qui devient peu à peu inerte à mesure que la quantité de carbonne diminue. Dans les couches autour du noyau, les fusion du carbone, de l'hélium et de l'hydrogène se succèdent dans cet ordre.

Les nébuleuses planétaires

Les étoiles de moins de 8 masses solaires ne sont pas capables d'aller plus loin dans la chaine des réactions nucléaires. Les couches extérieures sont complètement expulsées et, au centre, reste le noyau, nu, qui avec le temps deviendra inerte du fait de l'incapacité de fusionner des noyaux atomiques plus lourds.

Ce processus représente la phase de nébuleuse planétaire. Le noyau stellaire se transforme en naine blanche : une étoile chaude qui ne brille que parce qu'elle rayonne cette chaleur résiduelle entourée de l'enveloppe stellaire expulsée, en expansion. La rayonnement dans l'ultraviolet de la naine blanche centrale ionise les gaz de l'enveloppe et les fait briller. Ce spectacle de formes et de couleurs est souvent comparé à diversité chromatique et à la beauté des papillons.

La morphologie des nébuleuses planétaires est très diversifiée, mais dans tous les cas, elle représente la fin d'existence, en tant quel telle, d'une étoile dont la masse ne dépassait pas huit masses solaires.

L'avenir du Soleil, dans quelques milliards d'année sera exactement celui-là. Il passera par la phase fugace de nébuleuse planétaire après avoir brièvement brillé en tant que géante rouge, et il deviendra une naine blanche en processus de refroidissement.

Les nébuleuses planétaires contiennent des quantités d'éléments lourds, principalement du carbone et de l'oxygène, très supérieures aux quantités contenues dans la matière originelle à partir de laquelle se sont formées les étoiles génitrices. Conrètement, l'oxygène, deux fois ionisé, est responsable de la luminosité verdâtre de nombre de ces objets. On observe également l'éclat rosé de l'hydrogène ionisé composant majoritairement la matière.

Une nébuleuse planétaire demeure détectable pendant quelques dizaines de milliers d'années, 100 000 ans au maximum. A travers elle, jusqu'à 10% de la matière originelle peuvent être dispersés dans l'espace. Cette matière enrichie en éléments chimiques lourds s'incorpore au millieu interstellaire et s'intègre aux aux nébuleuses à partir desquelles se formeront des générations postérieures d'étoiles.

Les naines blanches

Une naine blanche nouvellement formée peut avoir une température superficielle de quelques 100 000 kelvins, ce qui la rend parfaitement blanche bien que très peu lumineuse. Une étoile légère passe donc rapidement de la zone des géantes rouges, en haut à droite du diagramme HR à la région inférieure gauche où se situent les corps faibles mais chauds.

La densité d'une naine blanche est d'environ 3 000 kg/cm³. Ainsi le poids approximatif d'une petite cuillière de cette matière péserait environ 15 tonnes.

Son intérieur est composé de noyaux atomiques totalement ionisés. Il peu s'agir de noyaux de carbone et d'oxygène ou d'oxygène, de néon, et de magnésium même si des étoiles plus légère pourraient ne pas atteindre les phases de fusion avancée et pourrait donner lie à des naines blanches faites d'hélium. Les noyaux atomiques ionisés sont entourés d'une mer d'électrons libres. Ces électrons exercent la majeure partie de la pression qui soutient la structure de l'astre. L'étoile se refroidit peu à peu. Selon la théorie, arrivée à un certain degré de refroidissement, la matière doit se cristaliser.

Les masses des naines blanches se situent généralement entre 0,6 et 0,8 fois la masse solaire, bien que certaines soient plus massives. En revanche, aucune ne dépasse la limite de Chandrasekhar, environ 1,4 fois la masse solaire parce ce qu'au delà de ce seuil, la pression de dégénéressence des électrons n'est pas suffisante pour soutenir la structure, et l'objet s'effondre et se transforme en une étoile à neutrons.

L'évolution des étoiles massives

Le contraste des rytmes d'évolution des étoiles légères et des plus massives est absolument saisissant. Le seuil d'environ 8 fois la masse solaire marque un changement radical dans le cours de l'évolution des étoiles. Non seulement l'effet d'accélération des processus liés à la masse est significatif, mais également, au delà de cette limite s'ouvrent des possibilités de réactions nucléaires très complexes. Ces chemins sont totalement iaccessibles aux astres légers et notamment au Soleil.

Les étoiles les plus massives sont capables de retenir leur enveloppe plus fermement que les étoiles légères. Ainsi, les phases de combustion nucléaire du carbone n'impliquent pas qu'elles se transforment en nébuleuse planétaire ou en naine blanche, et ce bien qu'elles connaissent des épisodes de perte de masse. Uné étoile massive a encore un avenir thermonucléaire lorsque le carbone de son noyau cesse d'être suffisamment concentré pour pouvoir fusionner.

Les étapes avancées de l'évolution des étoiles massives

Dans une répétition du processus décrit dans d'autres phases, la combustion thermonucléaire du carbone "migre" vers une couche qui entoure le noyau stellaire. Celui-ci composé d'oxygène, de néon et de magnésium demeure, en principe, inerte. Mais la contraction consécutive à l'arrêt de la fusion du carbone entraîne une augmentation de la température centrale jusqu'à atteindre l'extraordinaire valeur de 1 400 millions de kelvins. C'est alors que commence la combustion thermonuclaire du néon.

Les processus thermoculéaires avancés ne consistent plus en une simple addition de noyaux, mais impliquent désormais la destruction de noyaux de néon. La fusion du néon se produit lors de processus de photodésintégration, c'est-à-dire que les noyaux intègrent des photons de très haute énergie et se séparent, donnant de l'hélium et de l'oxygène.

²⁰Ne ⁴He + ¹⁶0

Les noyaux créés sont disponibles pour toute une série de réactions diverses. Considéré dans leur ensemble, elles libèrent plus d'énergie que celle du photon initial détruit par le noyau de néon. Ainsi le bilan énergétique est positif et l'étoile parvient à maintenir sa structure :

¹⁶O + ⁴He ²⁰Ne
²⁰Ne + ⁴He ²⁴Mg
²⁴Mg + ⁴He ²⁸Si

Les principaux éléments produits sont le néon, le magnésium. A cette étape, le silicium est le seul élément nouveau à l'intérieur de l'étoile. Les produits de la réaction commencent à s'accumuler dans le centre de l'étoile et la combustion du néon se déplace vers une couche extérieure. Lorsque la température atteint le niveau sidérant de 1,8 milliars de kelvins, les réactions de fusion de l'oxygène commencent immédiatement à se produire.

¹⁶O + ¹⁶O ³²S
¹⁶O + ¹⁶O ¹H + ³¹P
¹⁶O + ¹⁶O n + ³¹S
¹⁶O + ¹⁶O ⁴He + ²⁸Si
¹⁶O + ¹⁶O 2⁴He + ²⁴Mg

De cette façon apparaissent dans le cosmos des éléments extrèmements importants pour la vie comme le phosphore et le souffre. On pourrait s'attendre à ce que certains éléments, le magnésium, par exemple puissent servir de base à de nouvelles réactions. Mais les conditions à l'intérieur de l'étoile sont telles que, de nouveau, se produit une photodésintégration de ces noyaux, en particulier ceux de silicium qui finissent par disparaître complètement des régions les plus chaudes de l'étoile.

Les températures sont si extrèmes que les réactions s'enchaînent à un rythme endiablé. On mesure leur durée en jours alors même que l'histoire stellaire s'étale sur des millions d'années. Les réactions de photodésintégration du silicium qui se produisent à une température de 3,4 milliards de kelvins sont d'une extraordinaire complexité. La fusion des fragments qui résultent de la combustion du silicium conduit à la formation de noyaux atomiques plus stables, principalemnt de fer et ses isotopes, notamment le ⁵⁶Fe.

Au fil de tous ces processus l'étoile s'organise sous forme d'une structure en couche. La composition des couches de l'intérieur vers l'extérieur contiennent surtout les éléments chimiques suivants :
⁵⁶Fe, ²⁶Si, ¹²C, ¹⁶O, ⁴He et ¹H.

Vers l'explosion

L'accumulation du fer au centre de l'étoile devient si forte qu'elle empêche la poursuite des processus de fusion du silicium. La fusion nucléaire dans les couches externes n'est plus suffisante pour soutenir la structure de l'étoile et le noyau s'effondre sous l'effet de sa propre gravité. La contraction entraîne une augmentation extraordinaire de le qui atteint 5 milliards de kelvins en quelques minutes. Les photons sont alors si énergétiques qu'ils parviennent à photodésintégrer le fer.

Mais, chaque réaction de fusion qui implique le fer est endothermique, c'est-à-dire qu'elle a besoin d'un apport d'énergie, mais n'en libère pas. Elle provoque donc une réaction positive étant donné que le refroidissement du noyau accélère la contraction. L'étoile connait alors un éffondrement de plus en plus rapide. Quand la densité augmente, les électrons s'introduisent dans les protons et les "transforment" en neutrons au cours d'un processus qui libère une multitude de neutrinos.

La disparition de la charge électrique fait sauter une barrière à la contraction. Les neutrons qui en résultent s'agglutinent librement les uns aux autres formant une matière qui a la même densité et la même consistance que les noyaux atomiques. Ainsi a surgi, à l'intérieur de l'étoile un objet capable de donner lieu à une étoile à neutrons.

Les supernovae gravitationnelles

• Toutes les couches stellaires se sont subitement trouvées privées d'énergie.
• Le noyau stellaire s'est effondré sous leurs pieds.
• Les couches restantes surblombent un vide dans lequel elles sont précipitées en chute libre.
• Cette chutte densifie et chauffe la matière.
• Les couches successives qui connaissaient des réactions nucléaires modérées connaissent une augmentation de température qui multiplie de façon radicale le nombre des réactions.
• Les réactions thermocucléaires acquièrent un caractère explosif principalement dans la zone limitrophe où la matière entre en collision avec les neutrons accumulés dans le centre.
• Ces chocs, l'augmentation brutale des réactions thermonucléaires et l'énorme flux de neutrinos surgis de l'intérieur entraînent une inversion du mouvement d'effondrement.
• L'effondrement de la matière stellaire se transforme en explosion.

Le front de combustion nuléaire parcours toute la matière stellaire. Toutes les réactions nucléaires : fusion, photodésintégration ou fission s'enchaînent au sein d'une masse en expansion. A l'intérieur de celle-ci, tous les éléments chimiques du tableau périodique sont produits dans un état que l'on appelle équilibre statistique nucléaire.

Après l'explosion

Une supernovae gravitationnelle peut atteindre, pendant quelques jours, un éclat supérieur à celui de l'ensemble d'une galaxie.

Le rayonnement de l'énergie libérée s'accompagne toujours d'une intense émission de neutrinos et pour les hypernovae de quantité de rayons gamma. Ces derniers, émis en faiscaux concentrés peuvent être perçus comme un sursaut gamma s'ils sont orientés vers la Terre.

La matière expulsée lors de l'explosion, enrichie de tous les éléments chimiques, se manifeste sous la forme d'une nébuleuse. Les rémanents de supernova s'étendent à une vitesse de plusiers milliers de kilomètres par seconde. Les produits de ces explosions s'incorporent aux nuages d'hydrogène, ils serviront de creuset à la formation de nouvelles générations d'étoiles. Dans le cas d'une étoile de 25 masses solaires, l'explosion disperse plus de 95% de sa matière.

Étoiles à neutrons

Le noyau compact survit à l'explosion, mais selon les conditions dans lesquelles elle se produit, les sénarios divergent.

Les naines blanches, résidus compact de l'évolution des étoiles dont la masse était inférieure à 8 masses solaires parviennent à préserver leur structure grâce à la pression de dégénérescence des électrons. Cependant, cela ne reste possible que si le noyau stellaire est inférieur à la limite de Chandrasekhar soit 1,44 la masse solaire. Le noyaux stellaires composés de neutrons issus de l'évolution des étoiles massives dépassent toujours ce seuil.

La matière centrale reste confinée sous forme de neutrons et constitue une étoile à neutrons. Ce type d'astre possède une densité égale à celle du noyau atomique et sa structure se mainitient grâce à la pression de dégénérescence de ses propres neutrons. Un seul cm³ de matière à une masse d'environ 500 tonnes, une petite tasse à café de cette matière pèse environ ... 50 000 tones !

Les étoiles à neutrons tournent à des vitesses vertigineuses grâce à la conservation du moment angulaire au cours de la contraction. La vitesse de rotationpeut atteindre plusieurs milliers de tours par secondes. Cette vitesse ralentit progressivement. Ce paramètre est donc un bon indicateur pour élavuler lâge d'une étoile à neutrons.
Les étoiles à neutrons possèdent un champ magnétique très intense. Il peut s'élever jusqu'à 100 millions de teslas soit 2 millions de millions de fois celui de la Terre. En effet, la couche externe de l'étoile à neutrons est formée par des noyaux atomiques normaux surtout du fer et des électrons.

L'accélération des électrons au sein du champ magnétique entraîne l'émission d'un rayonnement sychotron normalement dans les ondes radio et en faisceaux diamétralement opposés. Lorsque ces faisceaux sont dirigés vers la Terre, l'étoile à neutrons est observée comme un pulsar.

Trous noirs

La pression de dégénérescence des neutrinos va également échouer au dela de la limite Oppenheimer-Volkoff située entre 3 et 6 masses solaires. Au delà, il n'existe pas de mécanisme physique connu qui soit capable de freiner l'effondrement du noyau stellaire. L'effondrement ne s'arrête pas et l'étoile à neutrons se transforme en trou noir. Un trou noir se définit comme un corps si dense que la vitesse de libération est égale à la vitesse de la lumière. Il apparaît donc complètement noir et ne peut être détecté qu'à travers les effets de son attraction gravitationnelle sur le milieu. Il est possible de se mettre en orbite autour d'un trou noir tant que l'on ne pénètre pas dans la région de son environnement appelé horizon des évènements, soit la limite où la vitesse de libération est égale à celle de la lumière.

Tout corps a une vitesse de libération équivalente à la vitesse nécessaire pour se libérer de son attraction gravitationnelle. L'expression mathémathique classique de la vitesse de libération v_e établit une relation avec la masse du coprs céleste M, son rayon r, et la constante de gravitation G :

Si l'on considère que G = 6,672 . 10^-11 m³/(kg s²) et que l'on introduit la masse et le rayon, en faisant attention aux unités de mesure, on peut en déduire par exemple que la vitesse de libération à la surface de la Terre est de 11,2 km/s (plus de 40 000 km/h) et que sur la Lune elle est de 2,38 km/s (environ 8 600 km/h).

Rayon de Schwarzschild

Pour une masse donnée M, on peut envisager quel serait le rayon que devrait avoir un astre pour que la vitesse de libération à la surface soit égale à celle de la lumière soit : 299 792 458 m/s. On obtient ainsin le rayon de Schwarzschild de cet objet r_s , soit la taille qu'il devrait avoir pour se transformer en trou noir.

La Lune pourrait se transformer en trou noir si son rayon était d'un dixième de millimètre, celui de la Terre devrait être inférieur à 1 cm et celui du Soleil à près de 3 km. Les conditions pour se transformer en trou noir ne sont en fait pas tant une question de masse que de densité. La nature semble avoir les moyens d'atteindre ces densités mais uniquement pour des objets très massifs. D'ailleurs la densité requise pour qu'un astre se transforme en trou noir est de plus en plus faible à mesure que l'on considère des corps plus massifs.

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