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Vie des étoiles

Les étoiles

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

• sa propre gravité, qui tend à l’écraser.
  Comme la Terre retient son atmosphère, les étoiles retiennent leur gaz. Mais ce gaz est compressible, alors que la Terre ne l’est pas, et l’étoile devrait se contracter.
• une pression en son cœur, qui tend à la faire éclater.
  Cette force est en général due à la production d’énergie par des réactions nucléaires.

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

La gravité :

• plus il y a de matière, plus elle est forte (l’union fait la force) ;
    Une étoile de même taille que le Soleil, mais de masse double, a une gravité à la surface double.
   
• plus la matière est concentrée, plus elle est forte (plus près, plus fort !).
    Une étoile de même masse que le Soleil, mais deux fois plus petite, a une gravité quadruple.
   

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 :

• la première est la chaleur. Elle agite les particules, et produit une pression qui freine ou bloque la contraction.
  Cette chaleur peut avoir deux sources :
  • l’énergie gravitationnelle.
    En tombant, le gaz d’une étoile dégage de l’énergie, qui la chauffe.
    Elle dure pendant la chute
    Vous la ressentez lorsqu’un objet vous tombe sur le pied !
  • la fusion thermonucléaire
    Elle chauffe le cœur de l’étoile (comme dans une bombe H).
    Elle dure tant qu’il y a du carburant
     
• la seconde est la pression de Fermi.
  Elle est produite par les électrons ou les neutrons que contient l’étoile.
  Ne nécessitant aucun carburant, cette pression dure indéfiniment.
  Les neutrons sont les protons (noyaux d’hydrogène de départ) désintégrés.

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.

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 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 :

• temporairement si la pression est produite par la chaleur ;
• définitivement si c’est la pression de Fermi.

Principe de l’évolution des étoiles

• Toute la vie d’une étoile s’explique par l’équilibre entre la gravité et une pression antagoniste.
• Lorsqu’un équilibre est rompu, l’étoile en cherche rapidement un autre.

Etapes de la vie d’une étoile

• Formation de l’étoile (transition)
  Effondrement d’un nuage de gaz et de poussières, 10 à 100 millions de fois plus vaste que la future étoile.
  La chute du gaz vers le centre chauffe l’étoile en formation (énergie gravitationnelle).
  La pression produite par la chaleur ralentit la contraction.
  L’étoile se met à briller comme une braise.
  Durée : quelques milliers d’années.
   
• Séquence Principale (phase stable)
  Lorsque le cœur atteint 10 millions de degrés, l’hydrogène commence à fusionner en hélium : l’étoile naît.
  La pression produite s’oppose à la contraction, l’étoile se met en équilibre.
  L’énergie est rayonnée : c’est celle que nous recevons du Soleil et des étoiles.
  Durée : de quelques centaines de millions à quelques centaines de milliards d’années, selon la masse.
   
• Après l’hydrogène (transition)
  Lorsque l’hydrogène s’épuise, la pression diminue, la gravité l’emporte, le cœur reprend sa contraction.
  Sa température centrale s’élève à nouveau. L’enveloppe grossit et rougit.
  Durée : quelques millions d’années.
   
• géante rouge (phase stable)
  Si le cœur atteint 100 millions de degrés, l’hélium fusionne pour donner du carbone, en produisant de l’énergie.
  L’étoile retrouve un équilibre.
  Le cœur chauffe et dilate l’enveloppe, qui enfle considérablement (100 fois le diamètre du Soleil).
  Et puisque la surface (photosphère) de cette étoile est immense, elle se refroidit, et donc rougit.
  Durée : quelques centaines de millions d’années..
   
• Epuisement de l’hélium (transition)
  Lorsque l’hélium s’épuise, une nouvelle phase de contraction provoque une nouvelle élévation de température…

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 :

• étoiles de masse raisonnable : la masse détermine jusqu’à quel élément la fusion peut aller. Ensuite, la série de fusions s’arrête, et l’étoile cherche un autre type d’équilibre.
  La pression de Fermi joue ce rôle, par :
  • les électrons dans les naines blanches,
  • les neutrons dans les étoiles à neutrons.
  
   
• les étoiles de grande masse vont jusqu’au terme de la série.
  Là encore, l’étoile doit trouver un autre équilibre si c’est possible… Sinon, elle finira en trou noir !

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.

• Naine brune
  Si la masse de l’étoile est inférieure à 8 % de la masse du Soleil, l’hydrogène ne peut pas fusionner. Cependant, le deutérium (hydrogène lourd), produit un peu d’hélium. Le deutérium existe en petite quantité dans l’Univers, et permet à cette étoile de briller faiblement. Sa température de surface est basse, elle est donc rougeâtre. Sa masse lui confère une petite taille, et justifie donc le nom.
• Naine blanche à cœur d’hélium
  Pour les masses un peu supérieures, la fusion de l’hydrogène a lieu, mais la gravité ne produit pas une température suffisante pour fusionner l’hélium. Dans la contraction en fin de fusion, les électrons se rapprochent, et développent une pression de Fermi. Celle-ci bloque définitivement la contraction. L’étoile a perdu son enveloppe de gaz, son cœur chaud d’hélium reste nu.
• Naine blanche à cœur de carbone
  Si la masse est juste suffisante pour la fusion de l’hélium, le cœur de l’étoile se transforme en carbone et oxygène. Lorsque cette fusion s’arrête, l’étoile se contracte, développe une pression de Fermi des électrons, et se stabilise comme la précédante. C’est une naine blanche à cœur de carbone.
• Etoile à neutrons
  Si la masse est suffisante pour passer à la fusion du carbone, l’étoile fusionne tous les éléments jusqu’au fer. Après toutes ces étapes, l’écrasement gravitationnel brise tous les atomes formés, et presse les électrons et protons, qui se transforment ainsi en neutrons. Alors, comme les électrons dans les naines blanches, les neutrons développent une pression de Fermi bien plus forte (ils sont plus lourds), qui bloque la contraction.
• Trou noir Si la masse initiale de l’étoile dépasse 8 fois la masse du Soleil, même les neutrons ne pourront pas maintenir l’écrasement gravitationnel. Aucun mécanisme connu ne peut éviter l’effondrement complet en trou noir. Un trou noir est un objet tellement dense, que la lumière ne peut plus le quitter. Elle y reste piégée. Par conséquent, aucun rayonnement n’en émanant, il apparaît totalement noir.

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

• elles sont très petites, à peine plus grosses que la Terre ;
• le cœur qui subsiste est très chaud : 100.000 degrés, ce qui lui donne une couleur blanche. Leur densité est énorme : 1 tonne / cm³. La masse limite est la masse de Chandrasekhar : 1,4 M.

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.

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 M_J), 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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