Les étoiles meurent toutes d’un arrêt du cœur… Et notre Soleil ne fera pas exception. Selon les astrophysiciens, c’est le triste sort qui lui est assigné dans 5 milliards d’années. Nous avons vu dans un post précédent le scénario qui attend celui-ci au cours des dernières centaines de millions d’années de sa longue vie. Nous avons vu également qu’il en est aujourd’hui à la moitié de son cycle de production de l’hélium. Toutes les étoiles passent par cette phase de production de l’hélium mais, pour certaines, ce cycle n’est que le premier épisode d’une histoire agitée aux multiples rebondissements.

Cycles de vie d’une étoile et énergie de liaison

La fusion de l’hydrogène en hélium n’est pas la seule réaction de fusion possible. Comme on l'a vu dans le cas du Soleil, l'hélium chauffé à plus de 100 millions de K fusionne pour donner du carbone. Dans les étoiles plus massives, d’autres types de fusion peuvent s’enclencher. Si la température est suffisante, le carbone peut à son tour donner de l’oxygène… etc…

C’est l’énergie de liaison des noyaux qui interviennent dans une réaction de fusion qui détermine la quantité d’énergie dégagée par celle-ci. Le tableau qui suit montre l’énergie de liaison par nucléon (le terme nucléon est une dénomination générique donnée indistinctement aux protons ou aux neutrons) pour les différents éléments chimiques connus. Plus l’énergie de liaison est élevée, plus la réaction de fusion qui permet de les produire peut dégager de l’énergie. Mais cette réaction de fusion n’est pas automatique : il ne suffit pas d’avoir sous la main trois noyaux d’hélium pour obtenir un noyau de carbone. Il faut en effet vaincre la barrière de potentiel coulombien des protons pour créer les conditions de confinement nécessaires à la fusion (les forces d’interaction nucléaire qui sont responsables de la fusion ont une portée très faible : moins de 10^-15 m). Ceci explique les températures très élevées qui sont nécessaires, températures d’autant plus élevées que le nombre de protons est important.

Figure ci-dessus : énergie de liaison par nucléon. Le point de référence est donné par le noyau d’hydrogène. Si on prend le noyau d’oxygène, par exemple, qui comporte 16 nucléons (8 protons et 8 neutrons), son énergie de liaison est égale à 16x8 =128 MeV. Autrement dit, le noyau d’oxygène « pèse » 128 MeV de moins que ses 16 nucléons lorsqu’ils sont indépendants les uns des autres (E = mc2).

On voit sur le tableau ci-dessus le caractère exothermique des réactions de fusion tant que l’on n’a pas atteint le stade du fer ou du nickel. Le fer et le nickel sont produits à trois milliards de degrés à partir du silicium. Ce sont les noyaux les plus stables qui existent. L’escalade des fusions s’arrête donc à ce stade. L’énergie de liaison par nucléon d’éléments chimiques plus lourds étant moins élevée que celle du fer ou du nickel, la production de ces éléments à partir du fer ou du nickel requerrait un apport d’énergie, ce qui conduirait à refroidir le cœur de l’étoile. Le processus inverse de celui qui assure la stabilité de l’étoile !

Les stars du cinéma descendent les marches, les étoiles les montent…

La vie d’une étoile peut être caractérisée par une succession de cycles de plus en plus brefs (on parle de séquences). Ces séquences sont déterminées par le mode de fusion qui prédomine au cœur de l’étoile. Les différents modes de fusion sont caractérisés par la nature du carburant alimentant la fusion et par la température à laquelle elle peut se produire. Ces modes de fusion forment une sorte d’échelle croissante. En bas de l’échelle, on trouve la fusion des éléments les plus légers (correspondant aux niveaux de température de fusion les plus faibles) et en haut celle des éléments les plus lourds (correspondant aux niveaux de température les plus élevés). L’étoile emprunte les différents degrés de l’échelle les uns après les autres. Avant de franchir un échelon, il lui faut en effet produire les éléments lourds nécessaires pour passer au stade supérieur : rappelons que l’étoile se forme à partir d’un nuage constitué principalement d’hydrogène.

Chaque degré de l’échelle correspond à une phase pendant laquelle l’étoile trouve un état d’équilibre. Prenons par exemple le cas de la première séquence, dite aussi séquence principale. C’est celle qui correspond à la fusion de l’hydrogène. Cette fusion produit de plus en plus d’hélium, le carburant nécessaire à la deuxième séquence (celle de la fusion de l’hélium en carbone). Mais cette fusion, on l’a vu, génère une pression intense qui est suffisante pour bloquer le processus d’effondrement gravitationnel. La température et la pression au cœur de l’étoile se stabilise donc à un niveau qui ne permet pas d’enclencher la fusion de l’hélium en carbone. (Stabilisation relative : comme on l'a vu plus haut, la luminosité augmente lentement à mesure que le cœur appauvri se contracte.) Ce n’est que lorsque la densité relative d’hydrogène au cœur de l’étoile devient insuffisante pour entretenir la réaction en chaîne que le processus d’effondrement peut reprendre. Il s’en suit une augmentation de la température et de la pression. Si la masse de l’étoile est suffisante, la température pourra atteindre les 100 millions de degrés nécessaires pour déclencher la fusion de l’hélium et démarrer un nouveau cycle.

Pelures d’oignon

La séquence hélium se déroule suivant le même scenario que la séquence hydrogène : production intense d'énergie qui engendre une pression suffisante pour bloquer le processus d'effondrement ; transformation progressive de l'hélium en carbone ; disparition inéluctable du carburant hélium et reprise du processus d'effondrement… L'étoile est alors prête pour un nouveau cycle, à condition bien sûr d'avoir une masse suffisante pour allumer une nouvelle réaction en chaîne. Au fur et à mesure que l’étoile gravit les degrés de l'échelle des fusions, sa structure devient de plus en plus complexe. Lors de la séquence hélium par exemple, la température et la pression autour du cœur sont telles qu’elles permettent la fusion de l’hydrogène des couches adjacentes. La structure d’une étoile massive peut être comparée à celle d’un oignon : plusieurs couches entourent le noyau, dans lesquelles se produisent des réactions de fusion à des températures de moins en moins élevées.

La durée d’un cycle dépend de la masse de l’étoile. Plus la masse est élevée, plus la pression nécessaire pour la supporter est grande. Pour engendrer cette pression, il faut une production d'énergie importante, donc un cœur très actif. Ce cœur très actif consomme beaucoup de carburant et il s'épuise rapidement. Il parcourt sa séquence en un temps très bref. La durée de la séquence hydrogène d’une étoile comme le soleil est estimée à 10 milliards d’années. Elle ne dure que 7 millions d’années pour une étoile vingt-cinq fois plus massive !

La durée des cycles successifs est de plus en plus brève. La température nécessaire pour passer d'un cycle au suivant augmente chaque fois d'un ordre de grandeur. La puissance dissipée est toujours plus grande et le combustible s'épuise chaque fois plus rapidement. Reprenons l’exemple d’une étoile de 25 masses solaires. La séquence hydrogène d’une telle étoile dure 7 millions d’années, la séquence hélium 500 000 ans, la séquence carbone 200 ans, la séquence oxygène 5 mois et la dernière séquence moins d’un jour !

A la fin de chaque cycle se produit en accéléré le même phénomène que celui décrit pour le soleil : emballement du cœur, remontée à la surface par convexion d’une partie de la matière produite dans le cœur, gonflement et dispersion des couches périphériques qui forment alors ce que l’on appelle (improprement) une nébuleuse planétaire autour de l’étoile ; formation de poussières à partir des atomes dispersés par les couches périphériques, effondrement du cœur. Et tout comme le soleil, l’étoile considérée passe invariablement par la phase géante rouge. 

Arrêt du cœur

La fin de vie d’une étoile ne se déroule pas toujours de la même façon, même si celle-ci survient toujours suite à un « arrêt du cœur ». Cet arrêt du cœur peut survenir de deux manières différentes :

• L’étoile peut rester bloquée « entre deux marches d’escalier » si la masse de son cœur est insuffisante pour lui permettre d’accéder à la séquence de fusion suivante. Ce sera le cas du Soleil, par exemple, qui ne pourra jamais transformer son carbone en oxygène ou en tout autre élément plus lourd.
• Une fois parvenue au stade fer/nickel, l’étoile n’est plus capable de générer de l’énergie de fusion.

Dans les deux cas, le processus d’effondrement va reprendre… Jusqu’à quel point ? En gros, il y a trois issues possibles, que nous détaillerons dans un post ultérieur :

• Si la masse de l’étoile initiale ne dépasse pas 8 masses solaires, c’est un phénomène quantique appelé pression de dégénérescence des électrons qui stabilisera le cœur sous la forme d’une naine blanche. Une naine blanche est un astre dont la masse est voisine de celle du Soleil et la dimension voisine de celle de la Terre. Lors du processus d’effondrement, la naine blanche conserve l’énergie interne du cœur dont elle est issue : elle reste donc très chaude (plus de 100000 K) même si elle n’est plus active. Elle mettra ensuite des dizaines de milliards d’années à refroidir.
• Au-delà du 8 masses solaires, la pression de dégénérescence ne suffit plus. Il se produit alors un processus cataclysmique appelé supernova de type II. Le cœur de l’étoile est neutronisé. L’extrême confinement de la matière et la température hallucinante qui règne dans celui-ci permettent à la réaction proton + électron donne neutron + neutrino de se produire à grande échelle et dans un laps de temps très bref. La neutronisation engendre une onde de choc titanesque qui balaie les couches externes et déclenche une explosion thermonucléaire dont l’éclat dépasse celui d’une galaxie tout entière pendant des semaines. Cette explosion produit toute une panoplie de composants chimiques lourds qui vont enrichir le gaz interstellaire. Au final, il subsiste une étoile à neutrons, au centre d’une nébuleuse planétaire en expansion. Une étoile à neutrons est un astre de deux ou trois masses solaires dont le diamètre ne dépasse pas une quinzaine de kilomètres !
• Si la masse de l’étoile dépasse une certaine limite encore mal connue (entre 20 et 40 masses solaires), la neutronisation n’a pas le temps de se produire. Le cœur qui s’effondre se transforme directement en trou noir.

La vie en couple…

Beaucoup d’étoiles vivent en couple. Lorsque l’une d’entre elles meurt, la vie de son étoile-compagnon risque fort d’être perturbée. Comme on l’a vu, en vieillissant l’étoile-compagnon va se dilater. Tout dépend alors de la distance entre les deux étoiles. Lorsque cette distance est faible (quelques UA), cela va se traduire par un transfert de matière de l’étoile-compagnon (devenue une géante rouge) vers la naine blanche ou l’étoile à neutrons qui a partagé sa vie du temps de sa splendeur. La matière vampirisée forme un disque d’accrétion autour de la naine blanche (ou de l’étoile à neutrons). Le transfert de matière s’accompagne d’un transfert de moment cinétique qui accélère la rotation de celle-ci. Or, qui dit disque d’accrétion dit émission de rayons X (on parle alors de binaire X). Et ce n’est pas tout… Dans le cas d’une étoile à neutrons, la miniaturisation conduit souvent à la concentration du flux magnétique qui peut atteindre des valeurs astronomiques. Les particules de matière chargée accélérées par le champ magnétique forment des jets à grande vitesse en direction des pôles et qui rayonnent par effet synchrotron. C’est ce rayonnement très directif qui est à l’origine de l’effet pulsar sur lequel nous reviendrons dans un post ultérieur.

Mais ce n’est pas tout… L’accumulation de matière qui impacte à grande vitesse la surface d’une naine blanche est à l’origine d’explosions thermonucléaires récurrentes : les novæ. L’éclat produit par une nova est visible pendant quelques jours ou quelques semaines. L’explosion d’une nova disperse une partie de la matière accrétée (et fusionnée) mais une autre partie reste à la surface de la naine blanche qui prend de l’embonpoint. Or la masse d’une naine blanche ne peut pas excéder la limite dite de Chandrasekhar (un post sera consacré un peu plus tard aux naines blanches). Dès lors que cette limite est atteinte, les réactions de fusion nucléaire jusqu’alors inhibées démarrent et s’emballent à l’intérieur de la naine blanche. Elle se transforme en une gigantesque bombe thermonucléaire. L’explosion désintègre complètement l’étoile et disperse dans l’espace les nombreux éléments chimiques produits par les réactions de fusion. On assiste alors à l’émergence d’une supernova de type IA. Pendant plusieurs semaines, l’éclat d’une supernova de type IA est comparable à celui d’une galaxie toute entière. Le caractère invariable de la puissance rayonnée et de son profil dans le temps fait des supernovæ de type IA des chandelles standards permettant d’évaluer la distance des galaxies qui les abritent. L’intérêt de ces chandelles standards est qu’elles permettent d’évaluer la distance à laquelle se trouve la supernova indépendamment de la mesure de son redshift. C’est la mesure comparée de la distance et du redshift d’une cinquantaine de supernovæ qui a permis à Adam Riess et Saül Perlmutter de mettre en évidence en 1998 l’accélération de l’expansion de l’Univers.