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Une façon de vivre propre aux étoiles

Coucher de Soleil tel qu’on peut l’imaginer dans 5 milliards d’années : baignant le monde dans une lumière rougeâtre et torride (1200°C), le Soleil sera devenu une étoile géante rouge qui sous-tendra un angle de 69° à la surface de la Terre, brillant à la magnitude -36. Le petit point jaune au-dessus à droite est la taille actuelle du Soleil. Si ce dessin ressemble aujourd'hui à un décor de science-fiction, il sera pourtant un jour fidèle à la réalité. Document T.Lombry.

Le crépuscule de la vie des étoiles (VI)

Si le Soleil peut briller durant plus de 10 milliards d’années, plus l'étoile est massive plus courte sera sa durée de vie. En fait chaque prise de poids produit un effet multiplicateur exponentiel. Ainsi en passant par exemple de 1 M à 15 M, la durée de vie d'une étoile se voit écourter d'un facteur 3 !

Concrètement, une étoile de 7 M sur la Séquence principale ne brillera que quelques centaines de millions d’années, une étoile de 15 M ne vivra pas plus de 14 millions d'années tandis qu'une étoile de plus de 40 M telle Pistol ne dépassera pas 8 à 10 millions d’années, le temps de ses vingt ans. De ce fait, la durée des différentes fusions nucléaires seront également écourtées dans le même rapport.

Sur base du modèle stellaire proposé par Willy Fowler, on peut estimer qu’en brûlant son hydrogène depuis 4.5 milliards d’années, la fraction d’hydrogène dont le Soleil dispose encore a déjà chuté de moitié, passant de 70.64 à 36.32 %. La distance à partir de laquelle le transfert d’énergie par convection dépasse le transfert par rayonnement se situe à 0.741 fois son rayon, à un niveau de température encore proche de 2 millions de degrés.

Ensuite, durant 100000 à 1 million d'années, l'étoile verra graduellement sa luminosité augmenter pour se stabiliser aux environs de 100 L. C'est la raison pour laquelle on observe quantité d'étoiles de cette luminosité proche de la branche des sous-géantes et des géantes rouges, dite RGB (Capella, Arcturus, Aldébaran, Mira, etc, comme indiqué dans ce diagramme H-R).

Bien que ces étoiles géantes soient 10 à 50 fois moins brillantes que celles en pleine phase RGB, cette étape témoigne que des étoiles présentant des masses initiales différentes convergent vers une masse nucléaire commune liée au déclenchement de la fusion de l'hélium.

Pour une étoile solaire, l'augmentation de sa taille et de sa luminosité au cours de la migration vers la branche asymptotique des géantes ou AGB est relativement rapide; elle s'effectue entre 20 et 100 millions d'années.

Sachant qu'à ce stade l'enveloppe du Soleil va grandir démesurément, examinons quelques instants ce qui se passera concrètement sur Terre à cette époque.

Les conditions de vie sur Terre d'ici 5 milliards d'années

De manière générale, quand on pense à la fin de la vie sur Terre, on s'imagine que tout ira bien ici bas jusqu'à ce que le Soleil grille notre planète dans 5 milliards d'années. Mais c'est oublier qu'entre-temps la Terre sera devenue un enfer depuis bien longtemps. Explications.

Evolution des paramètres physiques du Soleil. Document Ignasi Ribas (2010) adapté par l'auteur.

A mesure que le Soleil va s'approcher de la phase géante rouge et que son enveloppe portée à plusieurs milliers de degrés s'étendra, la température augmentera sur Terre.

Ainsi, lorsque le Soleil sera 5 % plus chaud qu’aujourd’hui, la végétation terrestre commencera à dépérir. Il sera grand temps pour l’homme de migrer sur Mars ou Europe, le satellite de Jupiter aujourd’hui couvert de glace mais qui se sera alors métamorphosé en planète liquide. L’homme pourrait temporairement y vivre dans des colonies flottant à la surface de l’eau ou ancrées au fond des océans bien que cette vie reclue, loin de la lumière et de la chaleur du Soleil ne soit pas une solution à long terme. Mais nos petits-enfants auront bien le temps de réfléchir à la question.

En 2013, l'astrobiologiste Jack O'Malley-James et ses collègues de l'Université de St Andrews en Ecosse ont réalisé une étude sur l'évolution de la vie sur Terre dans les prochains milliards d'années. Selon cette étude, à mesure que la température augmentera sur Terre, la vapeur d'eau va s'accumuler dans l'atmosphère, entraînant progressivement la disparition du gaz carbonique (soluble dans l'eau). Or les plantes puisent leur énergie dans le dioxyde de carbone qu'elles transforment par photosynthèse. La suppression du gaz carbonique sera donc une mauvaise nouvelle pour les plantes et tout le règne du vivant.

Dans 500 millions d'années

Les premiers signes de la fin de la vie sur Terre apparaîtront bien avant 5 milliards d'années mais ils seront lents et progressifs.

Ainsi, dans 500 millions d'années le Soleil ne sera que quelques pourcents plus chauds qu'aujoud'hui et à peine 4 % plus lumineux mais ce déséquilibre par rapport à la situation actuelle sera catastrophique. Les plantes vasculaires les plus fragiles commenceront à dépérir suite à la chute du taux de dioxyde de carbone dans l'atmosphère. Alors que les espèces végétales seront en train de disparaître, les animaux herbivores qui trouvent en elles leurs sources de nourriture et d'oxygène succomberont à leur tour. Toute la chaîne du vivant étant concernée, les carnivores qui s'en nourrissent verront à leur tour s'épuiser leurs sources de nourriture. La fin du règne des animaux s'étendra sur un milliard d'année.

Lorsque le Soleil sera 10 % plus chaud, la température ambiante dépassera 50°C. En même temps que le niveau des océans augmentera, l'eau envahira les terres, inondant la plupart des villes côtières.

Sous l'impact répété du rayonnement solaire de plus en plus énergique, la magnétosphère qui nous protège des rayons nocifs du Soleil et des autres corps célestes va s'affaiblir, permettant aux rayonnements ionisants du Soleil d'attendre le sol et de brûler un peu plus la surface de la terre et tous les organismes vivants.

A voir : Aftermath: Red Giant

Un document de Cream Productions pour le National Geographic Channel

A gauche, l'aspect désertique et torride de la Terre dans quelque 3 milliards d'années, lorsque sa surface atteindra 825°C, après avoir pyrolisé pour ainsi dire toute trace organique (à 500°C) et provoquant la fonte des premiers métaux et des roches calcaires. A droite, son aspect dantesque dans plus de 5 milliards d'années, lorsque la température atteindra 1500°C et que la plupart des métaux et des roches se seront transformés en lave. Documents Yourswallpaper et Imgkid.

Lorsque le Soleil sera 15 % plus chaud, la température sur Terre atteindra 100°C, l'eau commencera à s'évaporer, les fleuves et les lacs vont s'assécher, libérant d’énormes quantités de vapeur dans l’atmosphère, créant un emballement de l'effet de serre. Ces phénomènes seront accompagnés d'orages et de méga tempêtes de plusieurs centaines de kilomètres de diamètre. L'eau liquide et vitale pour toutes les formes de vie deviendra une denrée rare.

Lorsque l'air attendra 100°C, les formes de vie évoluées ne pourront plus respirer; l'air chaud provoquera l'évaporation de toute forme l'humidité contenue dans les cellules des organismes, les muqueuses ainsi que la cornée des yeux et la langue vont s'assécher. Les animaux terrestres auront la bouche sèche et seront à court de salive. Ils finiront pas suffoquer et mourir déshydratés.

Les éventuels humains survivants devront se réfugier sous terre. En effet, à 300 mètres de profondeur, la température est de 8°C et sera tout à fait supportable pendant quelques millénaires.

Après l'extinction de la faune terrestre, lorsque la température des océans dépassera 76°C, la plupart des créatures marines disparaîtront, puis se sera le tour des plantes, précédant l'extinction des insectes les plus résistants et finalement des extrêmophiles.

Quelques roches commenceront à fondre comme le phosphore (44°C), le potassium (62°C) et le soufre (119°C).

Dans 2.8 milliards d'années

Dans environ 2.8 milliards d'années, le rayon du Soleil sera 10 % supérieur et il sera environ 25 % plus lumineux qu'aujourdhui. Cela n'a l'air de rien, mais dans ces conditions pratiquement toutes les formes de vie périront sous l'ardeur de son rayonnement. Seules les communautés microbiennes et donc unicellulaires les plus résistantes (cf. La faculté d'adaptation) pourront encore vivre sur Terre, dans les régions de haute altitude et les grottes glacés. Mais elles ne survivront pas longtemps car la température ne cessera d'augmenter.

Vers 140°C, les brins d'ADN vont se briser, empêchant le développement de toutes les formes de vie à la surface de la Terre.

A mesure que la température va augmenter, certains métaux et minerais vont commencer à fondre comme l'étain (fusion à 232°C), le bismuth (271°C), le cadmium (321°C), le plomb (327°C) et le zinc (420°C). Ensuite le verre va se mettre à fondre.

L'aspect du Soleil vu de la Terre dans quelque 5 milliards d'années, lorsqu'il se sera transformé en géante rouge. Toute vie aura disparu et la surface de la Terre sera devenu un désert torride et stérile. Selon certains modèles, la surface du Soleil pourrait atteindre l'orbite de la Terre. Document Cream Productions/National Geographic Channel.

Selon les calculs, la Terre quittera la Zone Habitable dans 1.75 à 3.25 milliards d'années. L'effet de serre entretenant la couverture nuageuse qui elle-même retiendra la chaleur, finalement la Terre deviendra invivable, la température au sol dépassant largement les 400°C, la pression atteindra plusieurs dizaines d'atmosphères et l'air deviendra irrespirable. En somme, la Terre connaîtra les conditions infernales qui règnent aujourd'hui sur Vénus.

Localement les métaux lourds formeront des lacs aux émanations toxiques. Les objets manufacturés en aluminium vont commencer à fondre vers 660°C, entraînant l'effondrement de nombreuses structures, y compris de nombreux moyens de transports dont il ne restera que les éléments en acier.

Les roches calcaires vont commencer à fondre vers 825°C, entraînant l'écroulement de nombreux bâtiments. Les montagnes et les falaises commenceront à s'écrouler, entraînant des glissements de terrains et la disparition de villes entières sous les roches liquéfiées.

Lorsque la température atteindra 1500°C, la plupart des bâtiments en béton, les éléments en acier et les montagnes de granit commenceront à fondre et s'écrouleront. La Terre se transformera progressivement en une gigantesque ruine fumante traversée de rivières de laves et enveloppée de nuages épais jaune-bruns et nauséabonds. La pression au sol atteindra plusieurs centaines d'atmosphères. La nuit, la Terre ressemblera à un champ de lave.

Pendant des millions et des milliards d'années, la surface de la Terre sera balayée par des vents de sable aussi puissants et mortels que des ouragans.

Si la Lune est toujours en orbite autour de la Terre à cette époque, elle sera bien plus éloignée et subira le même sort : à 1500°C sa surface va commencer à rougoyer et des lacs de laves vont apparaître un peu partout à sa surface.

Dans 5 milliards d'années

Ainsi que nous l'avons expliqué, dans 5 milliards d'années, le Soleil va entrer dans la phase Post Séquence principale et se diriger lentement vers la branche des géantes rouges du diagramme H-R.

Un milliard d'années plus tard, il sera 2.3 fois plus volumineux qu'aujourd'hui, 5 fois plus brillant et présentera une température superficielle d'environ 4500 K; il brillera d'un éclat orange et les couchers de Soleil seront encore plus flamboyants qu'aujourd'hui. Pendant environ 5 millions d'années, il va subir plusieurs flashes de l'hélium, lui permettant de déclencher la fusion de l'hélium et produire du carbone et les produits de sa décomposition. Ce phénomène violent va provoquer l'éjection des couches superficielles du Soleil qui ressemblera de plus en plus à étoile vaporeuse.

Dans une étude publiée en 2008, les astrophysiciens Klaus-Peter Schroder et Robert Smith de l'Université de Cornell, ont calculé que durant cette phase de fusion de l'hélium, le Soleil perdra 4.9 x 1020 tonnes de matière chaque année, l'équivalent de 8 % de la masse de la Terre.

La phase géante rouge du Soleil

Fichier MOV de 12 MB préparé par la NASA.

Dans 7.5 milliards d'années

Ensuite, à une époque que le scénario de Schroder et Smith fixe dans 7.59 milliards d'années, pendant la phase géante rouge les modèles prédisent que l’enveloppe du Soleil s’étendra jusqu’à l'orbite de Vénus, faisant monter la température sur Terre à 1200°C. Le Soleil sera devenu 2000 fois plus chaud, il aura perdu 33 % de sa masse et sa taille pourrait atteindre 180 à 260 fois sa taille actuelle ! A cette époque le Soleil brillera 3000 à 10000 fois plus fort qu’aujourd’hui à la magnitude -36 et sous-tendra un angle de 69° à la surface de la Terre !

Finalement la Terre et peut-être même Mars seront englouties dans l’atmosphère solaire et telle une roche en fusion, finiront dans son noyau dans un long mouvement spiralé.

D’autres scénarii, plus optimistes mais minoritaires pensent qu’à ce stade le Soleil aura perdu quelque 28 % de sa masse, ce qui fait que Vénus ne connaîtrait pas les affres de l’enfer. La Terre, 38 % plus éloignée du Soleil qu’aujourd’hui serait mécaniquement sauvegardée.

Mais selon le modèle de Schroder et Smith, en tenant compte de la diminution du moment cinétique de la Terre en raison des forces de marées engendrées par le Soleil et de sa perte de masse, la Terre ne serait épargnée que si son orbite se situait actuellement à au moins 1.15 UA du Soleil. Le destin de la Terre est décidément bien funeste.

Le système solaire aujourd'hui et dans 5 milliards d'années (les dimensions sont approximatives). Mercure, Vénus, la Terre et probablement Mars seront engloutis dans le Soleil qui sera devenu une géante rouge. Document T.Lombry.

Le modèle de Schroder et Smith prédit également que si le Soleil deviendra bien une étoile géante rouge, il n'atteindrait pas la taille d'une telle étoile car il aura perdu trop de masse dans la phase RGB. Par conséquent, le Soleil sera vite à court de carburant pour générer le supervent stellaire typique des étoiles AGB (voir plus bas). Il ne devrait donc pas éjecter assez de gaz pour former une nébuleuse planétaire ou bipolaire classique (à l'image de M57, IC 418 ou Mycn18). En revanche, au cours d'une dernière pulsation thermique il pourrait produire une coquille circumstellaire similaire, bien que de taille inférieure, à la nébuleuse planétaire IC 2149 du Cocher dont la masse d'hydrogène est de quelques centièmes de masse solaire (contre 0.1 à 0.4 M pour une nébuleuse planétaire classique).

Epuisement des réserves d'hélium

Le Soleil étant une petite étoile de masse très faible, après être passé par le stade géante rouge et AGB et connu les flashes de l’hélium, il retrouvera une certaine jeunesse. Sa taille aura diminuée, il sera devenu moins lumineux, il sera un peu plus chaud (9000 K) et retrouvera un léger hâle jaunâtre. La vie sera à nouveau possible dans la Zone Habitable durant un milliard d'années. Mais son insouciance fera long feu car il retournera ensuite dans la région des géantes rouges jusqu'à épuisement de ses réserves d'hélium.

Environ 500000 ans après la disparition de la Terre, la fusion de l'hélium permettra au Soleil de créer du carbone et de l'oxygène. Paradoxalement, les deux éléments qui ont présidé à l'apparition de la vie signaleront aussi sa disparition.

La fusion de l'hélium et du carbone produit de l'oxygène. Le carbone et l'oxygène vont s'accumuler dans le noyau. Lorsque tout l'hélium du noyau sera consommé, plus aucune réaction ne sera possible. Durant quelques temps la fusion de l'hélium pourra se poursuivre dans l'enveloppe extérieure, mais la durée de vie de l'étoile touchera à sa fin.

Etant donné que la réaction triple alpha libère 20 % de l'énergie de la fusion de l'hydrogène, dans le cas du Soleil la fusion de l'hélium ne dure pas plus de 2 milliards d'années.

Evolution de l'abondance des éléments légers( gauche) ainsi que de la température et de la densité au cours de l'évolution du Soleil. Documents T.Lombry.

Pour les étoiles de plus de 7 M sur la Séquence principale, la phase supergéante rouge porte le coeur de l’étoile à environ 800 millions de degrés. La masse de l'étoile est suffisamment élevée pour déclencher la fusion du carbone, puis celle de l'oxygène et enfin celle du silicium, chaque processus durant nettement moins longtemps que le précédent. Ainsi pour une étoile de 15 M la fusion de l'hydrogène dure 10 millions d'années, la fusion de l'hélium dure ensuite 1 million d'année, la fusion de carbone ne dure que 300 ans, la fusion de l'oxygène à peine 200 jours et la fusion du silicium ne dure que 2 jours.

Durant ces réactions, les noyaux de carbone vont se transformer en silicium, phosphore, soufre et en leurs produits de décomposition, tels le magnésium et l'aluminium. Chaque fois que le combustible vient à manquer le noyau en profite pour se contracter, favorisant la formation de nouveaux éléments. Bientôt la nucléosynthèse stellaire produira une bonne partie des éléments du tableau de Mendéléev. Ces réactions successives sont toujours plus courtes car les éléments sont moins nombreux et les réactions épuisent l'étoile, libérant continuellement de l’énergie et des gaz de sa surface.

Tableaux périodiques des éléments:

Le tableau périodique - Periodic Table - Webelements

Paramètres du Soleil

Age (109 ans)

L/L

R/R

T (K)

Phase radiative stellaire (ZAMS, Age Zéro de la Séquence principale)

0.05

0.71

0.90

5601

1.36

0.80

0.92

5682

2.50

0.86

0.95

5718

3.50

0.93

0.97

5749

4.41

1.00

1.00

5776

6.00

1.15

1.06

5810

Phase Post-Séquence principale

10.01

1.93

1.41

5729

11.00

2.25

1.77

5321

Phases géante rouge, flash(es) de l'hélium et AGB

11.51

4.45

3.00

4849

11.60

6.04

3.53

4822

11.71

11.39

5.01

4740

11.81

23.94

7.71

4604

11.900

414.03

47.38

3786

11.910

2741.28

173.42

3174

Phase naine blanche

12.00

< 0.001

< 0.1

10000

Evolution des paramètres du Soleil entre l'époque de sa naissance et les phases géante rouge et naine blanche. Le symbole fait référence à la valeur actuelle.

La mort des étoiles

Curieusement, à la veille de sa mort l’intérieur d’une étoile prend l’aspect d’une "pelure d’oignon". En effet, à mesure que le noyau d’une étoile massive devient plus dense et plus chaud il devient de moins en moins homogène. Composé d'hydrogène en surface, une étoile massive est constituée d'éléments de plus en plus lourds à mesure que l'on se rapproche du centre. Ces enveloppes concentriques sont créées aux différentes étapes de la combustion thermonucléaire et suivent des seuils bien précis de température et de pression au-delà desquels les réactions s’emballent.

Etoiles solaires et peu massives

Ainsi que nous l'avons expliqué, une étoile de 0.6 M à 7 M environ sur la Séquence principale, passe la fin de sa vie dans la région de la Branche Asymptotique des Géantes ou AGB. Cette phase stellaire se produit après la fusion de l'hydrogène, pendant la phase géante rouge et après le passage sur la Branche Horizontale des géantes comme on le voit ci-dessous à gauche.

La phase AGB dans le diagramme H-R. Document T.Lombry.

Arrivé à ce stade, une étoile comme le Soleil se caractérise par un coeur inerte constitué de carbone et d'oxygène entouré de deux couches  dans lesquelles se déroulent des réactions thermonucléaires de fusion, une couche interne d'hélium et une couche externe d'hydrogène. Ces couches sont entourées d'une enveloppe convective externe.

La masse du Soleil étant assez faible, les modèles montrent que durant la phase AGB, son coeur n'atteindra pas les quelque 700 millions de degrés nécessaires pour déclencher la fusion du carbone.

De façon générale et pour résumer ce que nous avons expliqué précédemment, au cours de la phase AGB, l'étoile se refroidit, s'étend, devient plus lumineuse et brûle son combustible nucléaire de plus en plus vite. Les étoiles AGB massives, supérieures à quelques masses solaires peuvent tellement se refroidir que des cendres (poussières) se condensent dans l'enveloppe convective externe. L'énergie générée par l'étoile fluctue au rythme des contractions (fusion) et refroidissement (détente), rendant l'étoile très instable. C'est à ce stade qu'elle peut présenter des pulsations de très larges amplitudes et devenir une étoile variable.

A mesure que l'étoile évolue, ses pulsations deviennent plus grandes et plus longues. Ce phénomène est à l'origine d'un vent stellaire émanant de sa surface. Ce vent peut rapidement emporter toute l'enveloppe d'hydrogène de l'étoile, formant une nébuleuse planétaire ou bipolaire qui accrochera le regard d’éventuels observateurs. Si la matière contenue dans la nébuleuse est suffisante, elle peut éventuellement participer à la formation d'un nouveau système stellaire si les conditions sont propices.

En soufflant son atmosphère dans l'espace, libérée de toute pression et chaleur, la fusion de l'hydrogène s'interrompt dans l'enveloppe externe du noyau. L'étoile dont le coeur de carbone et d'éléments plus lourds est à présent exposé à nu va de nouveau se contracter pour conserver son équilibre. Mais à ce stade de son évolution, une étoile présente à peine 10 à 30 % de la masse du Soleil et un diamètre qui se réduit à la taille d'une planète, soit entre 1500 et 100000 km en fonction de sa masse intiale et devient en naine blanche. Elle ne peut pas déclencher la fusion du carbone qui exige une température de 600 millions de degrés ou d'au moins 50 keV et une densité supérieure à 3 millions de g/cm3 ! Seules des étoiles d'au moins 8 M sur la Séquence principale peut déclencher cette réaction.

La contraction est définitivement interrompue lorsqu'une nouvelle fois le coeur se transforme en gaz d'électrons dégéné, bloquant sa compression. Par conséquent, sa température effective qui est à présent celle du noyau augmente soudainement pour atteindre 10000 K dans le cas du Soleil, mais qui reste très inférieure à celle d'autres étoiles naines plus massives où l'effondrement du coeur peut porter leur surface jusqu'à 350000 K, un record détenu par l'étoile naine située au centre de la nébuleuse planétaire NGC 2440 !

A court de fuel nucléaire, plus aucun effondrement gravitationnel n'est possible. L'étoile naine ne produit donc plus d'énergie et sa température n'obéit donc plus aux lois de la nucléosynthèse et doit être modelisée sur base d'une température nulle comme celle d'un corps inerte. L'étoile va cependant continuer à irradier sa chaleur résiduelle dans l'espace jusqu'à devenir totalement froide et se transformer en naine noire. C'est ainsi que le Soleil terminera sa vie environ 50 millions d'années après le début de la phase AGB.

Au début de sa vie, une naine blanche chaude comme celles situées au centre des nébuleuses planétaires peut être aussi lumineuse qu'une étoile solaire et présenter une couleur blanche et même bleutée tellement leur surface est chaude. Elles se placent à gauche et au centre du diagramme H-R, pratiquement au même niveau que le Soleil de nos jours puis en se refroidissant elle va se déplacer lentement vers le bas du diagramme. Finalement, elle disparaîtra aux regards et deviendra un corps sombre et inerte de la taille de la Terre : elle deviendra une étoile naine brune puis noire.

Masse sur la Séquence principale (M)

Masse du

Noyau d’hélium

(M)

Masse du

coeur de fer

(M)

Masse baryonique résiduelle

(M)

Masse gravitationnelle résiduelle (M)

11

12

15

20

25

35

50

2.4

3.1

4.2

6.3

8.5

14

23

Noyau d'O-Ne-Mg

1.31

1.33

1.70

2.05

1.80

2.45

1.42

1.35

1.42

1.42

2.44

...

1.27 – 1.32

1.21 – 1.26

1.27 – 1.32

1.27 – 1.32

» 2.0 ou trou noir ?

...

...

Evolution d’une étoile (présupernova) en fonction de sa masse. Au delà de 20 M sur la Séquence principale, arrivée en fin de vie l'étoile peut évoluer en trou noir. Document adapté de Physics Today.

Si l’étoile fait entre 7 et 20 M sur la Séquence principale, à 100 millions de degrés le noyau d’hélium se transforme en carbone puis en oxygène. Vers 700-800 millions de degrés, les noyaux de carbone et d’oxygène se transforment en néon puis en sodium. Au delà de 1 milliard de degrés, le coeur d’une étoile d'au moins 15 M se transforme en silicium puis en nickel et se désintègre en fer. Nous avons vu que ces réactions sont rapides et d'autant plus que la masse de l'étoile est importante.

La masse finale du coeur de l’étoile ne dépassant pas ~2 M, les réactions thermonucléaires s’arrêtent ici et le coeur s’effondre jusqu’au stade d’étoile neutron.

Etoiles massives

Si l'étoile fait entre 7 et 20 M sur la Séquence principale, ce qui représente une masse d'hélium nucléaire de 3.1 M, pour des raisons qui demeurent partiellement incomprises, les réactions en chaîne peuvent s’emballer, la température du noyau montant jusqu’à 1 milliard de degrés !

Evolution terminale d'un système binaire comprenant un pulsar. Document T.Lombry.

Rapidement le coeur se transforme en fer et un instant plus tard, sous l'effet de la gravitation et de phénomènes relativistes, sa température va atteindre 150 milliards de degrés ! Cet apport d'énergie va déclencher le phénomène le plus violent de l'Univers.

Dans un bouquet final l'étoile va exploser en supernova, libérant toute son énergie dans l’espace. Sous l'intensité du rayonnement, les éventuelles formes de vie se trouvant dans un rayon de 100 années-lumière seront condamnées à mort (à l'exception peut-être de quelques bactéries voire des scorpions et des cafards mais rien n'est sûr).

Au même instant son coeur va s’effondrer sur lui-même et, s’il atteint le rayon de Schwarzschild, la gravitation ne pourra pas contrecarrer les forces cinétiques qui règnent dans le noyau. La force de gravité s’accentuant, l’implosion va se poursuivre suite à l'amplification des effets relativistes et parviendra à briser les forces de résistances intra-atomiques du coeur de métal; l’étoile s'effondre et devient un trou noir.

Tel est le destin funeste auquel doivent s'attendre la majorité des étoiles massives. 

Dans le cas de SN1987A par exemple, on estime qu'avant d'exploser en supernova la masse minimale de l'étoile de Sanduleak pouvait être de 7 M seulement sur la Séquence prncipale, ce qui laisse peu d'espoir aux étoiles peu massives. Néanmoins les modèles astrophysiques pêchent encore par approximation.

Une structure en "pelure d'oignon"

Une étoile géante est constituée de 70 % d'hydrogène, 28 % d'hélium et 2 % de carbone, azote, oxygène et éléments plus lourds. Le coeur est constitué de fer et d’autres éléments stables proches de sa masse atomique. Comme on le voit ci-dessous, dans les étoiles géantes massives arrivées au stade terminal, le noyau métallique est recouvert successivement d’une couche de silicium, d'oxygène, de néon, de carbone, d’hélium et d’hydrogène. Le coeur jusqu'à la limite supérieure de la couche d'hélium n'occupe que 0.000014 % de la taille de l'étoile; il s'étend sur environ 5000 km de rayon alors que le rayon de l'étoile dépasse 350 millions de kilomètres ! L'enveloppe d'hydrogène occupe donc l'essentiel du volume.

Tous les éléments plus lourds que le fer sont synthétisés pendant l’explosion de la supernova. C’est donc la masse totale de l’étoile - sa masse sur la Séquence principale - qui détermine jusqu’à quelle phase son noyau se transformera et à quel stade de la combustion thermonucléaire la fusion s’arrêtera dans son noyau. En effet, le processus thermonucléaire s'arrête avec la formation du fer. La réaction qui prévalait jusqu'à présent était exothermique, c’est la réaction qui libérait de l’énergie. A partir du fer, chaque nouvelle combinaison exige un apport d'énergie; le système est endothermique. Mais l'étoile ne peut satisfaire cette exigence. Son rayonnement s'arrête et marque la mort de l'étoile.

La constitution interne d’une étoile de 20 M

Ce schéma en “pelure d’oignon” représente la distribution des éléments dominants dans une étoile massive de 20 masses solaires juste avant son effondrement et son explosion en supernova. La température de chaque couche est indiquée jusqu’à la couche d'hydrogène. Voir le texte pour les explications. Document T.Lombry.

En général, la pression de radiation de l’étoile résiste aux forces de la gravitation. Mais si l’étoile n’y parvient pas en raison de sa masse trop élevée, son noyau de masse M peut se réduire à une sphère de rayon Rs = GM/c2, c’est le rayon de Schwarzschild. Il mesure environ 3 km pour une masse équivalente à celle du Soleil.

Dans ces conditions l’effondrement est inévitable car ni la force des électrons (l’interaction électromagnétique) ni la force des neutrons (l'interaction forte) ne pourront s’opposer à cette force universelle. Ainsi un objet dépassant 2.5 à 3 M en fin de vie franchit ce qu’on appelle la "limite de Landau-Oppenheimer" et s’il atteint le rayon de Schwarzschild, il disparaît définitivement du firmament, il devient un trou noir.

Ceci explique pourquoi en fonction de sa masse, une étoile géante devient une naine blanche, une étoile neutron ou éventuellement un trou noir.

Pour plus d'informations

Sur ce site

Download (Articles historiques dont ceux de Hertzsprung et Russell)

Du corps noir aux étoiles

L'évolution stellaire en quelques formules

La diversité des étoiles

L'histoire de Sanduleak, SN1987A

L'astrophysique solaire

La formation du système solaire

La température de couleur des étoiles

Recueil d'exercices d'astronomie

Généralités

Température et diagramme H-R, Obs.Paris

Le tableau périodique des éléments

Periodic Table of Elements

Webelements

The Hertzsprung-Russell diagram (description), M.Richmond

An Atlas of Stellar Spectra, Caltech

Cosmic Evolution (dont le chapitre Sun-like evolution), U.Tufts

Circumstellar Disk Learning Site

Asymptotic Giant Branch Stars Working Group, U.Wien 

Animations, programmes et applets Java

Stellar Structure and Evolution Simulator (vidéos mpeg), J.Simon et al.

Chandra resources (animations flash et posters)

StarClock, un programme de Leos Ondra

Black Body Radiation, MHHE/McGraw-Hill

Planck Law Radiation Distributions, Mike Guidry

La relation Luminosité-Rayon-Température, S.Morgan

L'évolution stellaire, S.Morgan

H-R Diagram Explorer, Brian Martin/King's U.College

Stellar Evolution (Diag. H-R) T.Herter/U.Cornell

Stellar Evolution and the H-R Diagram, MHHE/McGraw-Hill

Sites éducatifs

L'évolution stellaire (PDF, aperçu pour DEA), Tristan Guillot

University Surf (sites éducatifs et cours en  ligne)

Cours d'astrophysique de l'Université de Lyon

IAP - Institut d'Astrophysique de Paris

CEA - Service d'Astrophysique

IAA- Institut d'Astronomie et d'Astrophysique (ULB)

Livres

Cf. la bibliothèque, rubrique Astronomie.

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