accueil
plan
glossaire
contact
liens
Observatoire de Paris
Les ExoplanètesCoRoTcours exoplanètesoutilsbase de données
<-   Vie et mort de l'étoile   ->
Nébuleuse du Crabe
images/crabe.jpg
Matière éjectée lors d'une supernovae qui a eu lieu en 1054 et qui avait été notée par les Chinois : superposition d'une image en rayon X (représentée en bleu) et dans le visible (rouge). La taille de l'anneau est d'environ une année lumière.
Crédit : rayons X : NASA/CXC/ASU/J. Hester et al. ; dans le visible : NASA/HST/ASU/J. Hester et al.

La vie de l'étoile commence par une phase agitée, dite T-Tauri, qui dure de l’ordre d'un million d’années. Durant cette phase, l'étoile, encore dans son cocon de gaz et de poussières, va envoyer des bouffées de rayonnement et de particules qui vont fortement perturber le disque circumstellaire.

L’étoile entre sur la « Séquence Principale », où elle va passer la majeure partie de son existence (9 milliards d'années pour une étoile comme le Soleil). Quand l'hydrogène (H) est épuisé dans le cœur, la contraction reprend et la température au centre de l'étoile augmente. La suite du scénario, qui raconte la fin de la vie de l'étoile, va encore dépendre de sa masse :

  • Pour les étoiles de faible masse ( M<0.3*M_soleil), la contraction cesse et l'étoile "s'éteint".
  • Pour les étoiles plus massives (M>0.3*M_soleil), la plupart des étoiles, la température au centre de l'étoile atteint 10^8K, et la fusion de He (hélium) dans le cœur s’amorce. Dans la coquille, la hausse de la température permet la reprise de la fusion de l'hydrogène (H) en hélium (He). La luminosité, donc la pression de rayonnement, donc le rayon de l’étoile, augmentent beaucoup. Dans un même temps, la coquille gonfle, se refroidit et le centre devient plus dense. L'étoile devient une géante rouge. Dans le centre, la combustion de l'hélium (He) en carbone (C) et oxygène (O) dure peu de temps. A l'épuisement de l'hélium (He), c'est la deuxième crise de l'énergie pour l'étoile. De nouveau, sa masse va déterminer son évolution :

Si la masse est inférieure à 1.4*M_soleil, l’enveloppe diluée est gentiment soufflée pour former une « nébuleuse planétaire » (ex : Lyre). Le cœur "s'éteint" très lentement sous forme d'une naine blanche, très petite, R ~3000 km, très dense ~10^10 kg/m3 et initialement très chaude, qui va se refroidir lentement et devenir une naine noire.

Pour les étoiles de masse supérieure à 1.4 masse solaire, la contraction continue. La fusion de C (carbone), O (oxygène), Si (silicium) , Mg (manganèse) , Ne (néon) … Fe (fer), est très rapide et libère peu d’énergie. Au Fe (fer), l'élément le plus stable vis à vis des réactions thermonucléaires, il n'y a plus de combustible disponible. La contraction reprend. La température au centre augmente, entraînant la fusion d’éléments plus lourds que le Fe (fer). Mais ces réactions de fusion consomment de l’énergie ( alors que la fusion des éléments plus légers que le Fe (fer) libère de l'énergie), accélérant encore la contraction !

On atteint alors la fusion des électrons et des protons en neutrons. Le cœur stellaire s'effondre en chute libre, jusqu’à un rayon de ~10 km pour une densité de 10^17 kg/m3. Il se produit un rebond de l'intérieur et une onde de choc qui provoque une supernova. Après l'explosion, il subsiste un objet central très dense, soit une étoile à neutrons, soit un trou noir.