Vie et mort des étoiles


La formation des étoiles

Les étoiles se forment par effondrement gravitationnel de nuages de gaz interstellaire composés principalement d'hydrogène (~70-75 % de la masse) et d'hélium (25-30 %) avec une faible teneur en éléments plus lourds (< 2 %), appelés (improprement) métaux en astrophysique. Contrairement à l'hydrogène et à la majeur partie de l'hélium qui se sont formés au cours de la nucléosynthèse primordiale (juste après le Big-Bang), les éléments lourds sont le produit des réactions de fusion nucléaire de générations précédentes d'étoiles.

Une étoile passe sa vie à s'opposer à l'effondrement gravitationnel. Au fur et à mesure qu'une étoile se contracte, sa densité augmente. Ceci entraîne une augmentation de la pression jusqu'à ce que celle-ci équilibre la contraction gravitationnelle.

L'augmentation de la pression s'accompagne d'une augmentation de la température qui peut alors atteindre les quelques millions de degrés nécessaires à la fusion de l'hydrogène. Au cœur d'une étoile ont donc lieu des réactions de fusion nucléaire qui transforment des noyaux légers en noyaux plus lourds et produisent de l'énergie sous forme de photons et de neutrinos selon la fameuse formule d'Einstein E=mc2. Les réactions nucléaires permettent de maintenir la température élevée et donc la pression nécessaire à la stabilité de l'étoile. Les réactions nucléaires créent de l'énergie qui a tendance à augmenter la température. Or, le taux de réactions nucléaires croît avec la température. Les réactions devraient donc s'emballer. Ce n'est pas le cas car la pression augmente avec la température. Si la température augmentait, les forces de pression deviendraient supérieures aux forces de contraction gravitationnelle. Le milieu se dilaterait et la densité diminuerait. La pression et donc la température suivraient cette diminution ce qui calmerait les réactions nucléaires. La température et le taux de réactions nucléaires sont ainsi autorégulées et l'intérieur d'une étoile est donc en équilibre.

Les étoiles ainsi formées peuvent avoir des masses allant de quelques centièmes à quelques dizaines de masses solaires. Plus l'étoile est massive, plus la pression et la température au centre sont fortes.


Formation dans les associations et les amas

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Formation d'étoiles par contagion dans des nuages moléculaires. Le premier nuage se fragmente et forme des étoiles de toutes masses au sein d'une association OB. Après quelques millions d'années, les étoiles les plus massives explosent en supernovae et créent une onde de choc. Cette onde, en atteignant une autre nuage proche, le déstabilise, y provoque une fragmentation et la formation d'une nouvelle association OB. Et ainsi de suite pour un troisième nuage... C'est le mécanisme invoqué pour expliquer la formation d'étoiles dans les complexes d'association OB des constellations du Scorpion et du Centaure.
Crédit : ASM/Noël Robichon et Gilles Bessou

Les étoiles naissent dans un même nuage moléculaire sous forme d 'amas de quelques parsecs eux même souvent situés au sein d'associations de quelques dizaines de parsecs. Les amas sont constitués d'étoiles de différentes masses, les étoiles de faible masse étant les plus nombreuses. Dans ces structures, les étoiles sont mutuellement attirées par les forces de gravitation. Ces amas vont se disperser ensuite d 'autant plus vite qu 'ils seront moins massifs. En effet, les étoiles d'un amas peuvent échanger de l'énergie lors de leurs passages proches ou lors de perturbations externes par un nuage moléculaire massif. Si une étoile gagne suffisament d'énergie pour atteindre une vitesse supérieure à la vitesse de libération du système elle quitte l'amas. L'amas est alors moins massif et l'énergie gravitationnelle moindre permettant aux autres étoiles membres de quitter l'amas d'autant plus facilement.

Les étoiles qui se forment dans le disque galactique commencent ainsi leur vie dans des amas ouverts de quelques dizaines ou centaines de masses solaires. De tels amas mettront typiquement quelques dizaines ou centaines de millions d 'années pour perdre toutes leurs étoiles qui iront « vivre leur vie » dans la Voie Lactée.

Il existe, par ailleurs, des amas beaucoup plus massifs, appelés amas globulaires, qui se sont formés, dans notre Galaxie, il y a plus de 12 milliards d 'années, en même temps que les premières étoiles. Ces amas globulaires contenant jusqu'à des millions d 'étoiles ont une masse suffisante pour avoir survécu jusqu 'à maintenant aux perturbations gravitationnelles de la Galaxie et de ses composantes.


Amas stellaires

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Amas ouvert Praesepe (encore appelé la Crèche ou Messier 44). Cet amas de la constellation du Cancer a environ 700 millions d'années et compte un millier de membres.
Crédit : NOAO/AURA/NSF
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Le double amas ouvert h et chi Per (dans la constellation de Persée, comme son nom l'indique). Situés à plus de 2 kiloparsecs, ces deux amas sont très jeunes (environ 10 millions d'années) et hébergent des étoiles très chaudes et bleues qui n'ont pas encore évoluées en supernovæ.

Un amas stellaire est un groupe d'étoiles nées d'un même nuage moléculaire et qui sont encore liées par la gravitation. Les étoiles qui composent un amas ont donc même âge et même composition chimique. On distingue deux types d'amas qui dépendent des conditions dans lesquelles ils se sont formés :


La séquence principale

Les étoiles tirent donc principalement leur énergie de réactions de fusion nucléaire. La durée de vie d'une étoile n'est donc pas illimitée puisque l'étoile à une masse limitée. Pour fusionner, deux noyaux doivent donc d'abord vaincre une force de répulsion électrostatique d'autant plus forte qu'ils sont chargés (et donc lourds). L'élément qui fusionne le premier dans les étoiles est donc l'hydrogène. Pour vaincre cette force électrostatique, ils doivent avoir une énergie cinétique suffisante et donc une vitesse suffisante. Ceci revient à dire que la température doit être très élevée puisque la température n'est rien d'autre qu'une mesure macroscopique de la distribution de vitesse des particules. De plus, comme la réaction de fusion de l'hydrogène est celle qui fournit le plus d'énergie, et que l'hydrogène est de loin l'élément le plus abondant, la majeure partie de la vie d'une étoile se passera à fusionner de l'hydrogène. L’endroit du diagramme HR où les étoiles fusionnent de l’hydrogène dans leur cœur s'appelle la séquence principale. Lors de cette phase, les paramètres globaux de l’étoile évoluent peu (la luminosité augmente de quelques dizaines de pourcents, le rayon de quelques pourcents) ce qui explique que la majorité des étoiles se placent sur cette séquence.

Contrairement à ce que l'on pourrait croire, plus une étoile est massive, moins elle vit longtemps. En effet, plus la masse est grande, plus la pression et la température à l'intérieur de l'étoile seront fortes. Or l'efficacité des réactions de fusion croit avec la température. Les deux grands types de réactions qui transforment l'hydrogène en hélium sont le cycle pp (pour proton-proton) qui domine dans les étoiles de petite masse (comme le Soleil) et le cycle CNO (pour Carbone-Azote-Oxygène qui agissent globalement comme catalyseurs) dans les étoiles de grande masse. Or, le taux de production d'énergie du cycle p-p est proportionnel à T4 et celui du cycle CNO à T20, l'égalité de ces deux taux étant équivalent aux alentours de 1,2 masse solaire. Les étoiles libèrent donc d'autant plus d'énergie qu'elles sont massives et vivent donc moins longtemps car elles épuisent plus vite leur carburant.

En fonction de leur masse, les étoiles ne vivront donc pas la même durée. Mais leur fin pourra également être très différente. Les étoiles peu massives vont vivre tranquillement très longtemps et finir paisiblement tandis que les étoiles massives brilleront beaucoup avant de finir dans un cataclysme.


Évolution des étoiles de faible masse

Évolution des étoiles de très faible masse (inférieure à une demi masse solaire)

Pour des étoiles dont la masse est inférieure à la moitié de la masse du Soleil, également appelées naines froides, il n ’y a pas de fusion d ’éléments plus lourds après la fusion de l ’hydrogène. Le temps que ces étoiles vont passer sur la séquence principale est supérieur à l'âge actuel de l'Univers (environ 14 milliards d'années). Les modèles d'évolution stellaire prévoient que ces étoiles finiront en naines blanches d'hélium de la même manière que les étoiles un peu plus massives finiront en naine blanche de carbone et d'oxygène (voir plus loin).

Il existe une masse limite inférieure en dessous de laquelle la température centrale n'est pas suffisante pour initier la fusion de l'hydrogène (environ 8 millions de Kelvin). Cette masse se situe entre 0,07 et 0,08 masse solaire. Au dessous de cette limite, on ne parle plus d'étoile mais de naine brune. Une naine brune est le résultat de la contraction gravitationnelle d'un nuage de masse inférieure à 0,08 masse solaire. Cette contraction chauffe la naine brune et sa température effective initiale se situe autour de 3000 K. Mais, comme aucune autre source d'énergie ne peut maintenir cette température et que l'objet perd de l'énergie par rayonnement, il se refroidit pour atteindre quelques centaines de Kelvins au bout de quelques centaines de millions d'années.

Évolution des étoiles de masse intermédiaire (comprise entre 0,5 et 7 masses solaires)

Entre 0,5 et 7 masses solaires, seuls l'hydrogène puis l'hélium vont pouvoir fusionner dans l'étoile. Sur la séquence principale, il y aura d'abord fusion de l'hydrogène dans le cœur. Puis l'hydrogène va fusionner dans une couche autour d'un cœur d'hélium. L'étoile va alors gonfler pour former une géante rouge. Sur le diagramme HR, elle va « monter » le long de la branche des géantes (c'est à dire que sa température effective va baisser en même temps que son rayon va augmenter suffisamment pour faire croître la luminosité). Une fois arrivée en haut de la branche des géantes, la fusion de l'Hélium au cœur va s'allumer. L'étoile va « redescendre » (contraction et réchauffement de la surface).

La fusion de l'hélium va alors produire du carbone et de l'oxygène d'abord dans le cœur (l'étoile garde alors une luminosité presque constante dans le bas de la zone des géantes) puis en couche (ce qui va de nouveau faire « monter » l'étoile dans le diagramme HR le long de ce que l'on appelle la branche asymptotique).


Nébuleuses planétaires et naines blanches

Animation montrant la nébuleuse planétaire dite de l'œil de Chat (NGC 6543).

Arrivée en haut de la branche asymptotique, l'étoile a perdu ses couches externes par l'effet des vents stellaires. La majeure partie de l'étoile est éjectée dans le milieu interstellaire sous forme de gaz enrichi. Le cœur de C et O est désolidarisé de l'enveloppe éjectée et se contracte et s'échauffe à luminosité constante. Cette phase est masquée (dans le domaine visible du spectre) par le gaz et les poussières éjectés. Lorsque sa température atteint environ 10.000 K, le flux UV devient intense et balaye et ionise les couches expulsées formant une nébuleuse planétaire.

Le cœur continue de se contracter mais la masse n'est pas suffisante pour atteindre la température de fusion du carbone. Il continue de se contracter jusqu'à ce que la pression de dégénérescence des électrons s'oppose à la gravité. On a alors formé une naine blanche de C et O. La naine blanche n'a plus de source d'énergie et continue à rayonner en se refroidissant. Sa température diminue inexorablement.


Évolution des étoiles massives

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Structure dite en «pelure d'oignon» d'une supergéante juste avant l'effondrement du cœur de fer et l'explosion de la supernova.
Crédit : ASM/Noël Robichon et Gilles Bessou

À partir de la séquence principale, des éléments de plus en plus massifs fusionnent au cœur de l'étoile. Les éléments moins massifs continuent de fusionner en couches enrichissant les couches plus profonde en produits de fusion. De forts vents stellaires sont également observés. Finalement, le noyau de fer dépasse la masse limite de Chandrasekhar et s'effondre. Le vide créé aspire la matière de l'étoile qui rebondit et crée une onde de choc qui explulse violemment toutes les couches externes : c'est la supernova de type II.

Le résidu du cœur de fer effondré forme une étoile à neutrons ou un trou noir selon sa masse. Si elle inférieure à 3 masses solaires environ, la force nucléaire forte s'oppose à la gravité (la densité dans une étoile à neutrons est en effet de l'ordre de la densité d'un noyau atomique). Sinon, aucune force ne peut s'opposer à la gravitation et l'on a un trou noir.

État Température (K) Densité (g/cm3) Durée
Fusion de l 'Hydrogène 4.107 57.106 ans
Fusion de l'Hélium2.108 7005.105 ans
Fusion du Carbone6.108 2.105 600 ans
Fusion de l 'Oxygène1,5.109 107 6 mois
Fusion du Silicium2,7.109 3.107 1 jour
Effondrement du cœur5,4.109 3.109 1/4 seconde
Rebond1,3.1010 4.1014 qqs millisecondes
Explosiveenviron 109 variable10 secondes

Supernovae

Nous venons de voir ce qu'il advient d'une étoile massive en fin de vie : une supernova de type II. Il existe un autre type de supernovae, les supernovae de type Ia, qui ont une cause différente.

Comme nous l'avons déjà vu, une grande proportion des étoiles vivent en couple. Lorsque les deux masses sont différentes, la plus massive peut devenir une naine blanche de C/O tandis que son compagnon est encore sur la séquence principale.

Lorsque la secondaire devient géante, ses couches externes peuvent être accrétées par la naine blanche qui acquiert de la masse. Si le taux d 'accrétion est suffisamment grand, la masse atteint la masse limite de Chandrasekhar (1,4 masse solaire) et l'étoile finit par exploser en fusionnant son carbone, son oxygène … jusqu 'à former des éléments du pic du fer. Contrairement à une SNII, aucun débris ne subsiste et la totalité des éléments produits vont enrichir le milieu interstellaire.

Le tableau suivant donne les caractéristiques des supernovae de types Ia et II.

Type de SupernovaThermonucléaire (Type Ia)Effondrement du cœur (Type II)
Luminosité Maximum3.109 Soleils (MB = -19.5)quelques 108 Soleils (MB = -18.5 +/- 1)
SpectrePas de raies d 'hydrogène Raies de nombreux métauxraies d 'hydrogène + spectre continu
Emplacementssystèmes stellaires vieux (amas globulaires, bulbe galactique, galaxies elliptiques)systèmes stellaires jeunes (amas ouverts jeunes, régions de formation d 'étoiles, galaxies spirales)
Étoile précurseurNaine blanche dans un système binaireÉtoile massive
Mécanisme déclencheurTransfert de masse du compagnonEffondrement du cœur de Fer
Mécanisme de l 'explosionexplosion thermonucléaire du cœur carbone/oxygène qui fusionne pour former du ferOnde de choc de rebond de la surface de l 'étoile à neutrons : neutrinos
Résidurien !étoile à neutrons ou trou noir
Débris expulséséléments du pic du fer (principalement du fer)Tous types d 'éléments lourds (principalement de l 'oxygène)

Naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs

Voici un tableau qui récapitule quelques propriétés des résidus stellaires.

ObjetTailleMasseDensité
Naine blancheenviron celle de la Terrede l'ordre de celle du Soleil (mais inférieure à 1,4 fois sa masse).1 tonne/cm3
Étoile à neutronsune dizaine de kilomètresentre 1,4 fois et 3 fois la masse du Soleil109 tonnes/cm3
Trou noirinconnue mais on ne peut rien « voir » à l'intérieur de l'« horizon » du trou noir qui vaut quelques kilomètresplus grande que 3 fois la masse du Soleilinconnue mais forcément plus grande que celle d'une étoile à neutrons en moyenne

résumé de l'évolution stellaire

Voici un récapitulatif des phases d'évolution stellaire en fonction de la masse initiale de l'étoile.

M_étoile < unité(0,07;M_soleil) La température centrale de l'étoile est inférieure à la température de fusion de l'hydrogène. L'objet est une étoile avortée : une naine brune.
unité(0,07;M_soleil)<M_étoile<unité(0,5;M_soleil) L'hydrogène fusionne en hélium lorsque l 'étoile est sur la séquence principale mais, ensuite, la température centrale de l'étoile est inférieure à la température de fusion de l'hélium. L'étoile finit en nébuleuse planétaire avec formation au centre d'une naine blanche d 'hélium. Il faut tout de même noter que le temps d 'évolution sur la séquence principale est supérieur à l 'âge de l 'Univers et que cette évolution est hypothétique (aucune naine blanche d'hélium ne peut encore être observée).
unité(0,5;M_soleil)<M_étoile<unité(7;M_soleil) Fusion de l 'hydrogène, puis de l 'hélium. Ensuite la température centrale de l'étoile est inférieure à la température de fusion du carbone. L'étoile finit en nébuleuse planétaire avec formation au centre d'une naine blanche de carbone et d'oxygène.
M_étoile>unité(8;M_soleil) Fusion de l'hydrogène sur la séquence principale puis fusion de l'hélium, puis du carbone, puis de l'oxygène... lors de la phase de supergéante rouge. L 'étoile finit par avoir une structure en pelure d 'oignon avec un cœur de fer entourés d 'éléments de plus en plus légers en train de fusionner. L'étoile finit par exploser en supernova de type II.
si unité(8;M_soleil)<M_étoile<unité(25;M_soleil) Le résidu de la supernova donne une étoile à neutrons (éventuellement observable sous forme de pulsar)
si M_étoile>unité(25;M_soleil) Le résidu de la supernova donne un trou noir de masse stellaire.