Évolution des étoiles de faible masse

Les étoiles sont des réacteurs de fusion thermonucléaires produisant une quantité phénoménale d’énergie. Nous allons voir que la quantité d’énergie qu’elles produisent au cours de leur vie dépend directement de leur masse au moment de leur formation.



Très grossièrement, on peut diviser les étoiles en trois groupes : les étoiles d’une masse inférieure à celle du Soleil, celles d'une masse comparable à celle du Soleil et les étoiles très massives. Cette distinction se situe à environ 8 fois la masse du Soleil, nous verrons pourquoi dans les prochains articles. Pour le moment, nous allons parler des étoiles de faible masse et des étoiles de type solaire.


Les étoiles produisent de l'énergie dans leur noyau en fusionnant de l'hydrogène en hélium. C'est un processus complexe avec beaucoup d'étapes, mais à la fin quatre protons plus quelques autres ingrédients se transforment en un noyau d'hélium. Au cœur d'une étoile, cette réaction se produit un nombre incalculable de fois par seconde.


La vitesse à laquelle se produit la fusion de l'hydrogène dépend de la pression exercée par l'étoile sur son noyau. Plus une étoile est massive, plus elle comprime l'hydrogène dans son cœur, qui fusionne beaucoup plus rapidement. Le processus peut être tellement rapide qu’il raccourcit la durée de vie de l’étoile ! Pour les étoiles de faible masse, c’est exactement l’inverse. Elles consument lentement leur hydrogène, et leur durée de vie est extrêmement longue.


LES ÉTOILES NAINES ROUGES


Dans les étoiles de faible masse, comme les naines rouges, le rythme est si lent qu'elles vivent longtemps, très longtemps. Elles possèdent un noyau de petite taille, ce qui fait que l’ensemble de l’étoile est animé de mouvements convectifs. Cela signifie que la matière chaude monte jusqu'à la surface, se refroidit, puis retombe au cœur. C'est important, car cela signifie que toute l'étoile peut être convertie en carburant. L'hydrogène et l'hélium monte à travers l'étoile puis retombe. L'étoile n’est pas assez massive pour fusionner l'hélium, mais l'hydrogène qui revient sans cesse vers le centre ramène de l'eau au moulin pour entretenir la réaction.


Structure interne d'une étoile naine rouge


Combien de temps une naine rouge peut-elle durer ? Plusieurs milliards d'années ! L'univers lui-même a moins de 14 milliards d'années, donc pour le moment, les plus vieilles étoiles naines rouges ne sont que des nourrissons. Elles commencent à peine leur vie, et elles n’auront presque pas évoluées au cours des prochaines centaines de milliards d'années. Cependant, il arrivera un moment où elles manqueront de carburant. Quand ce sera le cas, ces étoiles seront presque composées entièrement d'hélium pur et la fusion cessera. Elles vont ensuite se refroidir, ce qui prendra encore plusieurs milliards d'années. Enfin, elles formeront des étoiles naines noires, c'est-à-dire un cadavre stellaire. Aujourd'hui, l'Univers est bien trop jeune pour qu'aucune de ces naines rouges n'ait encore manqué de carburant. Ainsi se déroule la vie des étoiles qui ont une masse inférieure à environ un tiers de celle du Soleil.


LES ÉTOILES DE TYPE SOLAIRE


Les étoiles un peu plus massives, comme le Soleil, fonctionnent différemment. Leurs noyaux sont plus gros, plus chauds et plus denses. Les conditions qui règnent à l'intérieur du noyau nous indiquent qu’il n’est pas animé de mouvements de convection. En conséquence, la matière du noyau reste dans le noyau. La couche située autour du noyau est dense et fortement chauffée par le noyau, c’est la zone radiative. Au-delà de la zone radiative, la densité à encore diminué. C’est là que se produisent les mouvements de convection. C’est pourquoi cette zone est appelée zone convective. Mais contrairement aux étoiles naines rouges, la matière de la zone convective n’interagit pas avec le noyau. Dans le noyau, la température et la pression étant beaucoup plus élevées que dans les étoiles naines rouges, cela signifie que non seulement les étoiles de la masse du Soleil consomment leur carburant plus rapidement, mais elles ont aussi relativement moins de carburant pour travailler. En fonction de leur masse, leur vie est donc plus courte que celles des naines rouges. Pour le Soleil, la durée de vie totale est de plus ou moins 10 milliards d'années.


Structure interne d'une étoile de type solaire


Le soleil est actuellement âgé de 5 milliards d'années. Sa vie est semblable à d'autres étoiles de masse similaire. En observant ces étoiles à différents stades de leur vie, nous pouvons connaître l’évolution future du Soleil.


Depuis que le Soleil est né, il fusionne de l'hydrogène en hélium dans son noyau. L'hélium y est piégé, incapable d'être utilisé comme combustible, et s'accumule dans le cœur. Ce faisant, la densité dans le noyau du Soleil augmente lentement.


Quand on compresses un gaz, il chauffe. Cela signifie que chaque jour, le noyau du Soleil devient un peu plus chaud. Cette chaleur supplémentaire se fraie un chemin à travers notre étoile, chauffant également les couches externes. Un gaz plus chaud brille plus fort, de sorte que la luminosité du Soleil augmente régulièrement. C'est un processus incroyablement lent mais inexorable ; la luminosité du Soleil a augmenté d'environ 40 % depuis sa naissance.


L'hélium s'accumule dans son noyau et un jour, l'hydrogène sera épuisé. Sans combustible, la fusion dans le cœur s'arrêtera. L'hélium peut être fusionné en carbone (et un peu d’oxygène et de néon), mais pour ce faire, il faut une température beaucoup plus élevée. Le noyau du Soleil n’atteindra pas ces conditions. La moitié de la masse du Soleil s’écroule sur le noyau, donc même si la fusion s'arrête, le noyau continuera à se contracter et à chauffer. Il fera si chaud que la température à l'extérieur du noyau atteindra les températures de fusion de l'hydrogène. L'hydrogène à l'extérieur du noyau commencera à fusionner. Cela se produit dans une coquille entourant le noyau, ajoutant également sa chaleur aux couches externes du Soleil. Lorsque vous chauffez un gaz, il se dilate. Les couches externes du Soleil feront exactement cela, et notre étoile atteindra bien plus du double de sa taille actuelle. Les astronomes appellent cela une ÉTOILE SOUS-GEANTE.


Non seulement le Soleil grossira, mais sa couleur changera ! Le Soleil dégagera plus d'énergie qu'il ne le fait maintenant, mais sa surface augmentera tellement que la quantité d'énergie rayonnée par centimètre carré baissera. Comme sa surface sera beaucoup plus grande, cela signifie que la surface se refroidira. La surface du Soleil prendra alors une couleur rouge. Pendant ce temps, le noyau continue à se contracter et à chauffer. Il fait si chaud que les couches externes gonflent encore plus. Le soleil sera alors devenu une GÉANTE ROUGE.



Les géantes rouges sont incroyablement brillantes à cause de toute l'énergie qui s'échappe de leur noyau, mais également en raison de leur très grande taille. Lorsqu'il se transformera en géante rouge, la luminosité du Soleil sera multipliée par 2000 ! Cette énorme augmentation de la luminosité fait cependant plus que simplement rendre le Soleil brillant. Lorsqu’il sera devenu une géante rouge, le Soleil sera tellement gros que la gravité à sa surface baissera considérablement. L’énergie produite par le cœur est très forte, et l’emporte sur la gravité. La matière à la surface s'échappera. Cela signifie que le Soleil perdra de la masse, beaucoup plus rapidement qu'il ne le fait maintenant. En phase géante rouge, le Soleil perdra au moins un tiers de sa masse.


Pendant ce temps, le noyau continue de se contracter. Il se réchauffe tellement que les conditions sont enfin réunies pour la fusion de l'hélium. L'hélium est converti en carbone, libérant beaucoup d'énergie. Le noyau lui-même finit par grossir, absorbant une partie des couches superficielles. En fin de compte, moins d'énergie est pompée dans les couches externes, de sorte que les couches externes du Soleil se contractent. Le Soleil rétrécit. Les couches externes redeviennent denses. Le Soleil mesure alors 10 fois sa taille actuelle, et produit 20 à 50 fois plus d'énergie qu'aujourd'hui.


La fusion de l'hélium n'est pas très stable. Elle augmente et diminue sur des échelles de temps très courtes. Le Soleil subira probablement une série de contractions très violentes, qui déclencheront des éruptions importantes, créant une énorme augmentation de la production d'énergie. A chaque fois, il perd de la masse.


Enfin, nous approchons de la phase finale. Le Soleil n'est pas assez massif pour fusionner les atomes de carbone. Le carbone s'accumule dans le noyau jusqu'à ce qu'il n'y ait plus d'hélium. La fusion s'arrête. À ce moment-là, le Soleil soufflera toutes ses couches externes. Son noyau sera mis à nu, au sens littéral du terme. Le noyau est alors une boule super-compacte, très brillante, mais pas beaucoup plus grosse que la Terre. Les astronomes appellent cela une NAINE BLANCHE.


A ce moment-là, le destin de l’étoile est scellé : elle ne peut plus produire d'énergie, donc elle se refroidit lentement pendant des dizaines de milliards d'années. À ce stade, nous pouvons dire sans risque que le Soleil est mort … Mais, ce n'est pas toujours le cas pour toutes les étoiles.


Certaines étoiles, beaucoup plus massives que le Soleil, vont passer par une autre phase avant de mourir. Elles forment ce qu'on appelle des nébuleuses planétaires, nous en parlerons dans le prochain article.


Qu'en est-il de la Terre ? Elle ne s'en tirera pas très bien ! Elle sera cuite par le Soleil bien avant qu’il ne devienne une sous-géante. La température moyenne sur notre planète sera si élevée qu'elle fera fondre les roches, et dans un sens, cela ressemblera beaucoup à ce qu'elle était autrefois, il y a des milliards d'années, quand elle s'est d'abord formée : une boule de roche en fusion.


Quand le Soleil deviendra une géante rouge, il chauffera tellement la Terre qu'elle redeviendra une boule de roche en fusion


Lorsque le Soleil se dilate, il atteindra un rayon très proche de la taille de l'orbite de la Terre actuelle. Cela signifie-t-il que notre planète elle-même sera consumée par le Soleil ? Peut-être pas. Au fur et à mesure que le Soleil se dilate, rappelez-vous qu'il perd de la masse. Cela signifie que son attraction gravitationnelle s'affaiblit et la Terre s'éloignera du Soleil vers une orbite plus grande. Si les choses fonctionnent correctement, la Terre reculera plus vite que le Soleil ne se dilate, et nous éviterons de nous retrouver à l'intérieur de l’étoile !


En raison d'une bizarrerie de la physique, si le Soleil perd plus de la moitié de sa masse, sa gravité diminue tellement que les planètes ne seront plus liées gravitationnellement à lui. Elles s’éloigneront alors dans l'espace interstellaire. Je ne suis pas sûr que ce soit mieux pour nous. Quoi qu'il en soit, la Terre sera morte depuis longtemps et, espérons-le, l'humanité aura trouver une solution pour quitter sa planète à ce moment-là.


Mais attention, cela n'arrivera pas de sitôt. Le Soleil ne deviendra sous-géante que lorsqu'il sera âgé de près de 11 milliards d'années, donc dans plus de 6 milliards d'années. Et la phase géante rouge se produit lorsque le Soleil sera âgé de plus de 11,5 milliards d'années. C'est long, très long.


Si le Soleil avait plus de masse, il pourrait éviter ce sort. Une étoile avec environ 8 fois celle du Soleil peut fusionner les noyaux de carbone. Ces étoiles de masse élevée ont un destin bien différent et bien plus explosif que celui du Soleil… c’est ce que nous découvrirons dans les prochains articles.


Tout cela semble très sombre, mais tout n'est pas perdu. Tout cela fait partie du cycle naturel de l'Univers, et en fait, nous ne serions pas là s’il n’y avait eu des générations d’étoiles qui vivent et meurent. Remercier donc toutes ces étoiles qui vous permettent d’exister.


A RETENIR :

  • Les étoiles de très faible masse, les naines rouges, vivent très longtemps, fusionnant tout leur hydrogène en hélium pendant des milliards d'années.

  • Les étoiles plus massives comme le Soleil vivent moins longtemps. Elles fusionnent l'hydrogène en hélium, et finalement l'hélium en carbone. Lorsque cela se produit, elles se dilatent, deviennent plus lumineuses et se refroidissent, devenant des géantes rouges. Elles perdent la majeure partie de leur masse, leur cœur est mis à nu pour former une naine blanche, qui se refroidit sur plusieurs milliards d'années.

 

BIBLIOGRAPHIE :

  • Cours du Diplôme Universitaire d'astronomie (2004)

  • Astronomie et astrophysique, Séguin et Villeneuve, 2e édition, Ed : De Boeck Université (2002)

 



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