Evolution stellaire

Pré-séquence principale

L'espace entre les étoiles n'est pas vide, mais constitué de gaz et de grains de poussières : c'est le milieu interstellaire. Lorsque la densité est suffisamment élevée dans le milieu, les atomes peuvent se grouper pour former des molécules : il s'agit des nuages moléculaires. Les étoiles jeunes se trouvent ainsi dans des groupes de plusieurs dizaines à milliers d'étoiles, appelés amas ouverts. Les étoiles dans l'amas se dispersent dans la Galaxie en quelques centaines de millions d'années, mais les étoiles qui se trouvent suffisamment près l'une de l'autre au moment de leur naissance restent liées par la force gravitationnelle, formant des systèmes d'étoiles doubles ou multiples.

 

Les étoiles se forment suite à l'effondrement gravitationnel de tels nuages, qui peut se produire lorsque le nuage traverse les bras spiraux de notre Galaxie. Chaque passage à travers le bras constitue un choc qui comprime le nuage. L'effondrement peut aussi être provoqué par une onde de choc suivant l'explosion d'une étoile en supernova à proximité du nuage. La masse des nuages équivaut à quelques dizaines de milliers de masses solaires. Les nuages se fractionnent et chaque fragment donne naissance à une protoétoile puis à une étoile

Suivons maintenant le trajet suivi par une protoétoile dans le diagramme HR. Suite au chauffage induit par l'énergie produite lors de la contraction gravitationnelle, la protoétoile devient rapidement très lumineuse. A ce stade de sa vie, le Soleil était 500 fois plus lumineux qu'aujourd'hui. La contraction dure quelques millions d'années. Lorsque la température devient suffisante au coeur de la protoétoile, les réactions de fusion nucléaire s'amorcent et l'étoile entame sa vie sur la séquence principale. La lumière émise par l'étoile exerce une pression sur la matière environnante et la repousse, ainsi que le fort vent stellaire : l'étoile se dévoile. Ces étoiles jeunes sont dites de type T-Tauri, la première du genre ayant été découverte dans la constellation du Taureau.

 

Evolution pré-séquence principale

La naissance des étoiles plus massives que le Soleil se passe de la même manière, mais plus rapidement : la gravitation étant plus grande, la contraction de l'étoile se fait plus vite. La température au coeur de l'étoile étant plus élevée, la luminosité de l'étoile est plus grande : les étoiles se placent d'autant plus haut sur la séquence principale qu'elles sont massives. Au-dessous de 0,07 masses solaires, l'échauffement n'est pas suffisant pour que l'étoile se stabilise sur la séquence principale (ce sont les naines brunes). Au-delà de 60 masses solaires, pression de radiation et vent stellaires sont trop violents et l'étoile se désagrège. C'est le cas d'Eta Carina, l'étoile la plus lumineuse connue de notre Galaxie, environ 100 fois plus massive et 5 millions de fois plus lumineuse que le Soleil.

Séquence principale

La vie dans la séquence principale est caractérisée par la fusion régulière de l'hydrogène en hélium dans le noyau de l'étoile. Le noyau est entouré d'une enveloppe d'hydrogène, trop froide pour que des réactions de fusion s'amorcent. L'équilibre entre la contraction de l'étoile sous l'effet de sa propre masse et la force exercée vers l'extérieur par l'énergie produite dans le coeur de l'étoile permet une vie stable et durable sur la séquence principale.

Bien qu'ayant une moins grande quantité d'hydrogène à brûler, les étoiles de petite masse vivent beaucoup plus longtemps sur la séquence principale, car la fusion de l'hydrogène se fait beaucoup plus lentement. Prenons une étoile de type M, d'environ 0,3 masses solaires. Elle est en outre 100 fois moins lumineuse. Sa réserve d'hydrogène est environ 3 fois plus petite, mais elle le brûle 100 fois moins vite : elle vivra 30 fois plus longtemps sur la séquence principale, soit environ 300 milliards d'années. Prenons maintenant une étoile de type O, 30 fois plus massive et 50 000 fois plus lumineuse que le Soleil : sa durée de vie est (50 000/30) =1670 fois plus courte, soit 6 millions d'années.

 

Durée de vie d'une étoile sur la séquence principale.

La position sur la séquence principale dépend, comme nous l'avons vu, de la masse. La masse ne variant pas de façon notable pendant la période stable de l'étoile, elle ne se déplace pas le long de la séquence principale.

Post-séquence principale

Au cours de sa vie sur la séquence principale, l'étoile accumule l'hélium dans son noyau. Lorsque 10% de la masse de l'étoile a été transformée en hélium, celui-ci gêne la fusion de l'hydrogène. La pression due à l'énergie nucléaire ne compense plus la gravitation et le coeur se contracte. La température augmente et la fusion de l'hydrogène s'accélère, l'hélium s'accumule plus vite et le processus s'emballe. L'étoile est destabilisée et passe sur la branche des géantes. L'énergie produite dans le noyau augmente de plus en plus rapidement : sa luminosité augmente tandis que l'étoile gonfle. La surface se refroidit et devient rouge. La perte de masse par l'intermédiaire du vent stellaire devient importante. Dans sa phase géante rouge, le Soleil sera 100 fois plus lumineux qu'aujourd'hui.

Le coeur d'hélium se contracte toujours et atteint finalement une température suffisante pour permettre la fusion de l'hélium en carbone. La grande quantité d'énergie produite par la fusion de l'hydrogène fait que le noyau de l'étoile se dilate et se refroidit. Sa luminosité diminue et l'étoile devient une sous-géante. Le noyau a une structure en couches : au centre, le reste d'hélium se transforme en carbone, autour, l'hydrogène continue de fusionner.

Maintenant, c'est le carbone qui s'accumule au centre du noyau : contraction et température augmentent. L'énergie produite est beaucoup plus grande que lors de la phase géante, et l'étoile devient encore plus lumineuse. Le Soleil, devenu une supergéante rouge, brillera 10 000 fois plus qu'aujourd'hui ! La lumiére émise par le noyau est telle que les couches externes peuvent être éjectées, formant ce que l'on nomme des nébuleuses planétaires. Le noyau des étoiles d'une masse inférieure à 6 masses solaires n'atteignent pas la température nécessaire pour démarrer la fusion du carbone. Le coeur cesse peu à peu de produire de l'énergie et l'étoile se contracte en un objet très dense et peu lumineux, une naine blanche. Le Soleil deviendra un objet de la taille de la Terre (10 000 km environ), avec une masse volumique de 1 tonne par cm³!

D'après les modèles d'évolution stellaire, les naines blanches refroidissent très lentement pour s'éteindre après plusieurs dizaine de milliards d'années (rappelons que l'âge de notre Galaxie est estimé à 12 à 15 milliards d'années).

 

Evolution post-séquence principale

Dans une étoile suffisamment massive, le carbone accumulé au centre induit une contraction et un chauffage qui permet de démarrer la réaction suivante : la fusion du carbone en oxygène, puis de l'oxygène en silicium, puis du silicium en fer. Le noyau comporte alors un coeur de fer, puis des couches successives où on lieu les différentes réactions de fusion : silicium, oxygène, carbone, hélium, hydrogène. Le fer est un noyau très stable qui ne peut fusionner. Sans aucune production d'énergie, le coeur de fer se contracte. Cet effondrement produit une onde de choc qui se propage dans les couches extérieures de l'étoile. Arrivée à la surface, l'onde de choc induit une violente explosion des couches externes de l'étoile : il s'agit d'une supernova. La luminosité au moment de l'explosion est énorme, jusqu'à 10 milliards de fois la luminosité du Soleil. Elle régresse ensuite rapidement, en quelques semaines. ce phénomène spectaculaire est malheureusement rare.

Si la masse d'une étoile demeurée au centre dépasse 1,4 masses solaires, la contraction des atomes de fer forme des neutrons (les électrons qui gravitent autour du noyau de l'atome de fer fusionnent avec les protons contenus dans le noyau de l'atome pour former des neutrons) : il s'agit d'une étoile à neutrons. Ces objets ont un diamètre de quelques kilomètres et sont extrêmement denses : 1 cube de 1 cm de côté pèse 100 millions de tonnes! A cause de leur petite taille, le rayonnement visible des étoiles à neutron est indétectable, mais ils émettent un flux radio intense, lié à l'importance du champ magnétique. Un rayonnement s'échappe au niveau des pôles magnétiques (rayonnement synchroton) et balaie l'espace en suivant la rotation de l'étoile, qui est très rapide dans le cas d'un objet de si petite taille (la rotation étant d'autant plus rapide que l'objet est compact, tout comme le patineur replie ses bras pour accélérer son mouvement de rotation). Selon la position de l'axe magnétique par rapport à la Terre, l'observateur détecte un signal radio de très courte période. C'est en 1968 que de tels signaux sont découverts, et appelés pulsars. Leur période varie d'une fraction de seconde à quelques secondes. Ils sont probablement la manifestation d'étoiles à neutrons.

Les étoiles très massive mènent à des objets compacts encore plus denses que les étoiles à neutrons. Si la masse du résidu stellaire après la phase de supernova est supérieure à 3 masses solaires, il reste un trou noir d'une masse volumique de dizaines de milliards de tonnes par cm³.

La gravitation est telle qu'aucune particule ne peut acquérir une vitesse suffisante pour y échapper, pas même la lumière. Aucune émission lumineuse n'est possible, d'où l'appelation de trou noir. Un trou noir ne peut être ainsi détecté que par l'influence qu'il exerce autour de lui.