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Le cycle de vie des étoiles

 

Ce dossier décrit le cycle de vie d'une étoile, de sa naissance à sa mort, ainsi que les différentes possibilités d'évolution...

 

 

 

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>> Sommaire de cette page

 

 

Les paragraphes suivants décrivent le cycle de vie d'une étoile, de sa naissance à sa «mort», et les différentes possibilités d'évolution.

 

 1. Naissance

 2. Séquence Principale

 3. Étoiles géantes

             Géante rouge

             Supergéante rouge

 4. Effondrement gravitationnel

             Naine blanche

             Étoile à neutrons

 

Vous pouvez observer la répartition dans les différents cycles de vie sur un diagramme Hertzsprung-Russel

 

 

 

 

>> Naissance de l'étoile

 

 

Le cycle de «vie» d'une étoile débute, et se termine, dans un nuage de gaz, ou nuage interstellaire. Une des caractéristiques d'un tel nuage est sa très grande étendue. Comme il est réparti sur une très grande surface, la densité d'un nuage interstellaire est très faible, de beaucoup inférieure à celle requise pour la formation d'une étoile. Le nuage a donc besoin d'une aide extérieure, i.e. il doit être perturbé par une force gravitationnelle externe, créant ainsi des «amas» de matière susceptibles d'attirer, en vertu de leur gravité, la matière environnante. Si l'amas en question est assez gros, et si la densité de matière environnante est suffisamment grande, il pourra «ramasser la poussière» en une boule, et cette boule de gaz deviendra alors une proto-étoile, soit un astre qui rayonne de l'énergie à mesure que le gaz du nuage est contracté, attiré par la gravité croissante de l'étoile naissante. Le centre de la proto-étoile est la région la plus concentrée, et la plus chaude. Une fois que ce noyau aura atteint la température critique d'environ 10 millions de degrés Kelvin, les réactions de fusion thermonucléaire débuteront, fusionnant l'hydrogène en hélium. L'astre peut alors générer sa propre énergie, qui servira à lutter contre la gravité, l'empêchant de s'effondrer sur lui-même: une étoile est née.

 

Cette image du Soleil a été prise par un télescope orbital japonais. Elle est prise en rayons X.
Source: Lockheed-Martin Solar and Astrophysics Laboratory/Yohkoh Public Outreach Program.

 

Cet équilibre entre gravité et fusion nucléaire est la force qui maintient les étoiles en vie durant la phase suivante, appelée Séquence Principale.  

  

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>> Séquence principale

 

 

Pour le restant de sa «vie», l'étoile devra lutter un combat constant contre sa propre masse. Ainsi, la gravité de l'étoile tend à approcher le gaz de la périphérie vers le centre, ce qui génère une pression qui tend à comprimer l'astre vers son centre. Ce faisant, le gaz qui consiste l'étoile est comprimé, et conséquemment, s'échauffe. L'énergie (thermique) ainsi générée sert à lutter contre la gravité. Cependant, cette augmentation de chaleur n'est pas suffisante pour équilibrer la force gravitationnelle. Pour éviter de s'effondrer, l'étoile doit alors générer une pression opposée, soit vers l'extérieur. Elle y parvient par le biais de la fusion thermonucléaire, qui a lieu dans son noyau. Ce processus génère une grande quantité d'énergie, qui est alors irradiée vers l'extérieur, luttant ainsi contre la gravité. Cet équilibre fragile doit être maintenu pendant toute la vie de l'astre, il est ce qui assure sa survie en tant qu'étoile «normale» (que l'on nomme la Séquence Principale). 

 

Image d'une étoile sur la Séquence Principale, brûlant l'hydrogène par fusion en son coeur. L'énergie générée lors de la fusion nucléaire est véhiculée par radiation jusqu'à une certaine distance, puis par convection (i.e. le gaz chaud monte vers le haut et le gaz froid redescend en un cycle continu), jusqu'à la photosphère, qui est la zone où les photons que nous observons sont produits. C'est cette zone du Soleil que nous observons de la Terre.

 

Mais il vient un jour où le carburant fait défaut: l'étoile quitte alors la Séquence Principale et devient alors une géante.

  

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>> Géante rouge

 

 

Le texte suivant s'applique pour des étoiles à faible masse uniquement. Les étoiles plus massives deviendront des supergéantes rouges et enprunteront un chemin différent, plus court et plus chaotique.

 

L'hydrogène «brûlé» par fusion thermonucléaire est convertit en hélium au coeur de l'étoile tout au long de son parcours sur la Séquence Principale. Cependant, pour de petites étoiles (approximativement de la même taille que le Soleil), les températures à l'intérieur du coeur ne sont pas suffisantes pour fusionner l'hélium qui s'y trouve en carbone ; il se forme donc, tout au centre de l'étoile, un noyau d'hélium inerte, i.e. qui ne réagit pas par fusion. La fusion de l'hydrogène se produit alors dans les couches immédiates à l'extérieur de ce noyau d'hélium. Il y a donc une région du coeur qui ne génère pas d'énergie thermonucléaire, et donc qui n'a aucun moyen de lutter contre la force gravitationnelle qui tend à comprimer le coeur. Ainsi, le coeur se contracte, et sa température augmente. Cette contraction est très lente, mais l'énergie qu'elle génère permet de lutter, partiellement du moins, contre la gravité.

 

Mais il vient inévitablement un moment où il n'y a plus d'hydrogène, et le coeur est formé entièrement d'hélium. L'énergie dégagée par les réactions nucléaires ne suffisant plus à contrebalancer la force gravitationnelle, il y a alors effondrement. Le gaz de l'étoile est comprimé vers le centre, la pression et la température augmentent à travers l'étoile. La fusion de l'hydrogène dans la couche adjacente au coeur d'hélium est accentuée par l'augmentation de température du coeur lorsqu'il se contracte. Cette énergie supplémentaire est alors évacuée vers l'extérieur, contribuant à la dilatation de l'enveloppe stellaire. Ainsi, pendant que le coeur, en manque d'hydrogène, se contracte, l'enveloppe de gaz, poussée par ces réations nucléaires, se dilate. Le coeur, pendant ce temps, atteint un niveau de compression tel que les atomes d'hélium deviennent dégénérés, un état particulier de la matière où la pression est indépendante de la température. L'étoile est maintenant devenue une géante rouge.

 

 

Image d'une géante rouge, une étoile dont le coeur est d'hélium avec une mince «coquille» où l'hydrogène est brûlé par fusion. La taille de la géante rouge est beaucoup plus grande que celle d'une même étoile sur la Séquence Principale.

 

 

Pendant ce temps, la température du coeur augmente progressivement. Lorsqu'elle atteint les cent millions de degrés, il y a alors fusion de l'hélium, ce qui fait augmenter la température. Cette fusion de l'hélium se produit à une vitesse vertigineuse, à cause de l'état dégénéré de l'hélium, par opposition à l'hydrogène. Ce phénomène, appelé flash de l'hélium, provoque de nombreux changements dans la structure stellaire. Après environ un million d'années (temps très court dans la vie d'une étoile), le débit énergétique devient plus régulier. L'étoile entre maintenant dans une phase plus stable, et l'enveloppe de gaz s'est légèrement rétrécie. À mesure que la température augmente, des éléments de plus en plus lourds sont fusionnés.

 

Ainsi, pour une étoile dont la masse est proche de celle du Soleil, l'hélium est fusionné en carbone, mais l'étoile est incapable de générer les températures nécessaires pour fusionner le carbone. Le même phénomène se produit alors: contraction du coeur, dilatation de l'enveloppe stellaire. La géante devient encore plus grosse que la première fois. Éventuellement, à mesure que l'enveloppe stellaire devient de moins en moins liée au coeur, le gaz de l'étoile est éjecté, formant ainsi une nébuleuse planétaire. Le coeur, pendant ce temps, est mis à nu. (pour la suite, voir effondrement gravitationnel)

  

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>> Supergéante rouge

 

 

Pour des étoiles dont la masse est supérieure à 8 masses solaires, on assiste à la formation, durant la Séquence Principale, d'éléments plus lourds par fusion nucléaire. 

 

Dans ce cas, lorsque le noyau se contracte sur lui-même, il atteint rapidement des températures de l'ordre de 600 millions de degrés. À ce stade, même les atomes de carbone ne peuvent plus résister, et fusionnent pour former du néon. Cette réacion libère beaucoup d'énergie, qui est alors transformée en chaleur, et l'élévation de température permet à d'autre éléments, encore plus lourds, de fusionner, et ainsi de suite. Cette chaîne de fusion génère une très grande quantité d'énergie, et la vitesse de fusion progresse exponentiellement: 600 ans pour fusionner le carbone, un an pour le néon, 6 mois pour l'oxygène, et enfin un jour pour le silicium (pour une étoile d'environ 25 masses solaires). Cette course mène éventuellement vers une impasse: le fer. C'est l'élément «magique», thermonucléairement inerte: de par sa nature, le fer ne peut pas être fusionné. La course folle se termine très brusquement, avec un coeur de fer extrêmement dense, mais inerte, mort. Cependant, au bout de cette course, l'enveloppe de l'étoile s'est dilatée de façon encore plus disproportionnée: une supergéante rouge est née. La structure du coeur, à ce stade, ressemble à la structure d'un oignon: au centre, un coeur de fer, puis en couches successives, le souffre, l'oxygène, le néon, le carbone, l'hélium et finalement l'hydrogène.

 

Tout comme la géante rouge, la fusion nucléaire se poursuit dans l'enveloppe, et la matière plus lourde ainsi crée est atirée vers le noyau. Cependant, lorsque le noyau de fer atteint la limite de 1,44 masses solaires, il ne peut plus résister à sa propre gravité et s'effondre: il y a alors effondrement gravitationnel.

 

REMARQUE

Le fer est dit thermonucléairement inerte essentiellement parce que la réaction nucléaire qui fusionne deux atomes de fer est endothermique, contrairement aux autres réactions de fusion. En d'autres termes, la réaction de fusion du fer nécessite plus d'énergie qu'elle n'en crée : aucune énergie n'est produite.

  

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>> Effondrement gravitationnel

 

 

À ce stade, plusieurs chemins se dessinent, dépendant uniquement de la masse de l'étoile en question. Si la masse du noyau est inférieure à 1,4 fois la masse du Soleil (noté 1,4 M¤), celle-ci se transformera en une naine blanche. Sinon, si la masse du noyau est inférieure à 3,2 M¤, elle est vouée au sort d'étoile à neutrons. Si, au contraire, la masse du noyau est supérieure à 3,2 M¤, alors le processus d'effondrement gravitationnel suivra son cours jusqu'au bout, et l'étoile se transformera en trou noir.

 

Essentiellement, le phénomène qui détermine les limites citées plus haut est connu sous le nom de pression de dégénérescence. Il s'agit d'un phénomène purement quantique, qui vient du principe d'exclusion de Pauli. En voici une description brève: les atomes possèdent plusieurs niveaux énergétiques finis où peuvent se situer des électrons. Ceux-ci sont limités à ces niveaux d'énergie seulement. De plus, chaque niveau a un nombre limité d'électrons pouvant s'y trouver. Donc, imaginons un gaz où il y a une quantité très importante d'électrons libres, et que ce gaz est comprimé à l'extrême. Les électrons sont forcés dans les niveaux les plus bas des atomes, et ce jusqu'à ce qu'ils en occupent tous les niveaux. À ce stade, la matière est dite dégénérée ; elle résiste alors à la force qui tente de la comprimer et, dans le cas d'une étoile, cette pression peut être suffisante pour stopper l'effondrement gravitationnel. Cependant, cette force a ses limites, et lorsque la gravité atteint un certain seuil, donc lorsque la masse de l'étoile est supérieure à ce que la pression de dégénérescence peut supporter, elle s'effondre. 

  

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>> Naine blanche

 

 

Une naine blanche est l'astre le moins massif résultant de l'effondrement gravitationnel. C'est le coeur d'une étoile géante rouge qui a épuisé son carburant stellaire, et s'est rétréci sous l'effet de la gravité ; il reste cependant, dans l'étoile, du carburant, principalement sous forme de carbone, mais la température de celle-ci est insuffisante pour démarrer les réactions thermonucléaires.

 

Ainsi, l'effondrement gravitationnel est stoppé par une pression interne des atomes mêmes de l'étoile, qui sont tassés au maximum ; c'est la pression de dégénérescence. À ce moment, les électrons dégénérés exercent une pression qui peut être suffisante pour stopper la gravité, mais seulement si le coeur a une petite masse (maximum 1,44 M¤). La naine blanche continue alors à briller, mais aucune réaction thermonucléaire ne sévit en son coeur : c'est une étoile morte, que seule sa chaleur maintient visible. Lorsqu'elle s'est refroidie, elle devient une masse compacte de matière très difficile à détecter. Elle est alors éternellement maintenue en équilibre par la pression de dégénérescence.

 

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>> Étoile à neutrons

 

 

Pour des étoiles dont la masse est supérieure à ~8 masses solaires, on assiste à la formation, durant la Séquence Principale, d'éléments plus lourds par fusion nucléaire. Ces étoiles empruntent un chemin évolutif légèrement différent des étoiles plus légères, celui des supergéantes rouges. 

 

Lorsque la pression de dégénérescence, force qui maintenait les naines blanches en équilibre, est insuffisante pour contenir l'effondrement gravitationnel de l'étoile, les atomes eux-mêmes, déjà poussés à leur limite, n'en peuvent plus : ils cèdent. Il se produit alors un phénomène tout à fait extraordinaire : les électrons, ne pouvant résister à une telle pression, pénètrent à l'intérieur des atomes, et s'annulent en rencontrant les protons, créant ainsi un paquet de neutrons. Tous ces atomes, après un tel procédé de neutronisation, se sont transformés en une mer de neutrons. Bien vite, la gravité reprend le dessus et comprime ceux-ci jusqu'à leur limite : il se passe alors un phénomène de dégénérescence, similaire à celui des électrons. À leur tour, les neutrons exercent une pression, et peuvent être en mesure de contraindre la force de gravité, tant que la masse de l'étoile est inférieure à une certaine masse limite, évaluée à 3,2 M¤. Plusieurs phénomènes intéressants se produisent alors.

 

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>> Diagramme de Hertzprung-Russel

 

  

Sur la figure suivante, chaque point correspond à une étoile. On retrouve, à l'horizontale, la température de l'étoile (de chaud à gauche à froid à droite), et, à la verticale, la luminosité de l'étoile, de faible en bas à élevée en haut. La Séquence Principale est la grande bande diagonale au milieu de la figure ; on retrouve, en haut à droite, les géantes, avec beaucoup de luminosité et une température relativement froide, et les naines blanches,  en bas à droite, avec peu de luminosité mais une température de surface très élevée.

 

Diagramme HR

Diagramme de Hertzprung-Russel

 

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