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Mis à jour
le 10/09/16
 Vie des étoiles
 

Les étoiles

Une étoile est une masse de gaz stable. Deux forces antagonistes agissent sur elle :

Caractéristique essentielle : l’équilibre.

Le plus souvent, ces deux forces antagonistes s’équilibrent, les étoiles sont stables. C’est pourquoi elles brillent si longtemps.

La gravité :

La gravité est indépendante du temps.

Elle est toujours à l’œuvre, et tend à écraser l’étoile.

Pour éviter cet écrasement, l’étoile doit toujours lui opposer une force.

Forces d’équilibre :

Pression de Fermi

Les électrons n’aiment pas la promiscuité. Plus on les force à se rapprocher (contraction de l’étoile), plus vite ils se fuient. Et plus violemment ils cognent les autres particules, créant une pression de plus en plus forte nommée pression de Fermi.

Le comportement bizarre des électrons provient de l’onde qui leur est associée.
Il en est une conséquence nécessaire, et non un ingrédient ajouté artificiellement.

Les électrons ne pouvent dépasser la vitesse de la lumière. Lorsque la contraction les force à s’approcher de cette vitesse, ils ne peuvent plus accélérer pour compenser. La pression de Fermi a donc une limite, qui dépend de la gravité, donc de la masse.

La masse limite est la masse de Chandrasekhar pour les électrons (1,4 M),
et la masse d’Oppenheimer-Volkov pour les neutrons (3 M).

La pression de Fermi ne dépend pas du temps, puisqu’elle découle de la gravité.

Une fois établie, elle est toujours à l’œuvre.

Nécessitant une très forte densité, elle ne concerne que la fin de vie des étoiles.

On conçoit donc qu’une étoile puisse être en équilibre :

Principe de l’évolution des étoiles

Elle passe ainsi par des phases longues d’équilibre,
séparées par des périodes rapides de transition.

Etapes de la vie d’une étoile

Chaque étape de fusion produit un élément plus lourd.
Cet élément est susceptible de fusionner à son tour à température plus élevée.
L’étoile passe, par une transition, d’une étape de fusion à la suivante en contractant son cœur,
ce qui produit l’élévation de température nécessaire.

Cette contraction du cœur ne peut se produire que si la masse est suffisamment élevée.

Cette série d’étapes est limitée.

Chaque élément produit donne moins d’énergie que le précédent (l’hélium moins que l’hydrogène, le carbone moins que l’hélium…).

La fusion du fer ne produit plus d’énergie, mais en consomme : lorsque l’étoile en arrive là, son équilibre énergétique est définitivement rompu.

La masse de l’étoile détermine sa gravité, et donc l’écrasement qu’elle peut produire, et la température maximum. Par suite, la possibilité de fusionner les divers éléments.

La série se termine de deux façons différentes :

Remarque : Pour le Soleil, l’équilibre de la Séquence Principale durera 10 milliards d’années. Il en est actuellement à la moitié. Son cœur est à 15 millions de degrés, et sa surface à 6.000 degrés seulement ! La couleur des étoiles varie selon leur masse : rouge pour les petites, bleue pour les grosses.

Les différents restes d’étoiles

Les étoiles ci-dessous sont stables définitivement.

Tous ces objets ont atteint leur dernier stade d’évolution, et se refroidissent lentement.
Il leur faudra des milliards d’années pour atteindre la température du milieu interstellaire.

Les deux types de naines blanches sont ainsi nommées parce que :

Evolution des étoiles de faible masse

Les étoiles ont des destinées bien diverses Pour que les différentes fusions se produisent, il faut que la température centrale de l’étoile soit suffisante. Et cette température est d’autant plus élevée que l’étoile est plus contractée. Or c’est la masse qui produit l’écrasement de l’étoile. Donc, son évolution est essentiellement liée à sa masse.

Pour mesurer la masse M d’une étoile, on se réfère à celle du Soleil, prise pour unité et notée M. Une étoile de 2 M a ainsi 2 fois la masse du Soleil. La masse indiquée est la masse au moment de la formation de l’étoile.

température et masse minimales pour la fusion
hydrogène (en hélium)10 millions de degrés0,08 M
hélium (en carbone, oxygène)100 millions de degrés0,8 M
carbone (en magnésium, oxygène)800 millions de degrés3 M
oxygène (en soufre, silicium)1 milliard de degrés5 M
silicium (en nickel, fer)2 milliards de degrés15 M

M < 0,008 M ; aucune réaction nucléaire n’est possible. L’objet est de type planétaire.

M < 0,08 M ; (soit 64 fois la masse de Jupiter = 64 MJ), masse trop petite pour que la température centrale atteigne les 10 millions de degrés. Ce ne sera pas une véritable étoile, mais elle pourra tout de même fusionner le deutérium (hydrogène lourd), présent en très petites quantités. Cet objet produira très peu d’énergie. Ce sont les naines brunes.


Naine brune Gliese 229 B (HST)
T. Nakajima & S. Kulkarni (CalTech), S. Durrance & D. Golimowski (JHU) NASA

0,08M< M < 0,8 M ; véritables étoiles, elles sont assez massives pour fusionner l’hydrogène en hélium. Lorsqu’il n’y a plus d’hydrogène, elles se contractent insuffisamment pour fusionner l’hélium, et éjectent leur enveloppe. Il ne reste que le cœur, dont les électrons produisent une pression de Fermi qui le stabilise. Ce reste est une naine blanche d’hélium.

Naine blanche : Sirius B

0,8 M < M < 3 M ; la masse est suffisante pour que l’hélium produit fusionne à son tour en carbone, mais insuffisante pour aller plus loin. Comme pour les étoiles précédentes, les électrons bloqueront la contraction, et l’enveloppe sera éjectée. Le cœur devient une naine blanche de carbone.

3 M < M < 8 M ; la masse est suffisante pour que le carbone fusionne après l’hélium. Le déclenchement de cette fusion se fait dans un cœur dégénéré (l’augmentation de température ne produit par de dilatation, donc pas de refroidissement) ; il est donc explosif et entraîne la dispersion complète de l’étoile. C’est une supernova.

8 M < M < 40 M ; lors de l’allumage du carbone, la température centrale est plus élevée et la densité plus faible. La matière n’est pas dégénére, et la production d’énergie entraîne une dilatation, qui refroidit le cœur et calme la réaction. Il n’y a pas d’explosion, et le carbone fusionne paisiblement. Lorsque la dernière réaction de fusion possible se termine, le cœur se contracte encore. Les électrons ne peuvent pas supporter la trop forte gravité. La contraction se poursuit jusqu’à ce que tous les atomes se brisent, et redonnent leurs constituants, neutrons et protons. Les protons s’unissent aux électrons pour donner aussi des neutrons. L’étoile n’est plus constitués que de neutrons, qui produisent une pression de Fermi et arrêtent la contraction. Il reste une étoile à neutrons.

50 M < M ; à la fin, les neutrons eux-même ne peuvent plus supporter la gravité. L’effondrement est total et conduit à la formation d’un trou noir. Les couches externes sont expulsées, et forment une supernova. Pour les étoiles de plus de 8 masses solaires, la perte de masse au cours de l’évolution est très importante, et dépend de nombreux facteurs. Aussi, le destin de ces étoiles n’est pas défini précisément par la masse initiale.

Structure de l’étoile

La température centrale dépend fortement de la masse, par l’intermédiaire de la gravité qui écrase le cœur. La fusion de l’hydrogène se fait par deux moyens : la chaîne PP et le cycle du carbonne. La chaine PP commence son activité vers 4 106 K, alors que le cycle du carbone ne démarre qu’à partir de 18 106 K. Cette dépendance beaucoup plus forte à la température entraîne une différence qualitative de comportement des étoiles. Pour les étoiles de faible masse, jusqu’à 1,5 M, la chaîne PP est le principal producteur d’hélium, le cœur de l’étoile est radiatif et l’enveloppe convective. Pour les étoiles plus massives, le cœur est au contraire convectif, et l’enveloppe radiative.

Considérons une étoile de faible masse, pour laquelle la fusion se fait par la chaîne PP. Prenons le Soleil pour exemple. Sa température centrale et de 15 106 K, bien suffisante pour la chaîne PP, mais non pour le cycle du carbone. La chaîne PP est donc active au centre. En s’éloignant du centre, la température baisse, mais il faut s’éloigner beaucoup pour descendre aux 4 106 K. Donc, une région d’extension importante permet la fusion, et la production d’énergie. Ce qui fait que tout le cœur de l’étoile produit de l’énergie, et le gradient de température est faible, trop faible pour déclencher la convection. C’est pourquoi le trnasfert d’énergie est radiatif.

Au-dessus du cœur, la température est faible, et la matière opaque. Le transfert radiatif ne peut plus être efficace. Alors c’est la convection qui prend le relais.

Considérons maintenant une étoile de grande masse. Sa température centrale atteint ou dépasse les 18 106 K, mais baisse vite en-dessous avec l’éloignemen t au centre. Aussi, la fusion est-elle concentrée dans une région beaucoup plus petite que dans les étoiles moins massives. L’énergie n’est produite qu’au centre même. Ce qui fait que le gradient de température est fort, favorable à la convection. Le c&oeur; de l’étoile est donc convectif. De plus, il est très chaud, et la base de l’enveloppe aussi. Elle est bien moins opaque que dans les petites étoiles, et permet le transfert radiatif.

Dans les toutes petites étoiles, la chaîne PP est évidemment la seule active. L’opacité est élevée, car la température est basse. L’étoile est totalement convective.

Ces différences de structure ont une incidence sur l’évolution chimique de l’étoile. La convection qui se produit dans les petites et grosses étoiles brasse la matière, et mélange l’hélium produit à l’hydrogène de tout le cœur. Par conséquent, l’hydrogène de toute la région centrale de l’étoile est transformé en hélium. Dans les étoiles intermédiaires, comme le Soleil, seul le cœur où se produisnet les réactions est concerné par la fusion.

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