Évolution des étoiles massives
Les étoiles passent l'essentiel de leur vie en équilibre, entre la gravité qui comprime l’étoile jusqu’à provoquer son effondrement et l’énergie dégagée par la réaction de fusion nucléaire produite dans son cœur, qui essaie de faire grossir l’étoile. Pendant la majeure partie de la vie d'une étoile, ces deux forces s’équilibrent. Pour une étoile comme le Soleil, l’équilibre sera rompu dans environ 5 milliards d’années. A ce moment-là, il se dilatera… puis soufflera ses couches externes, laissant derrière lui la gravitation comprimer son noyau. Il deviendra alors une naine blanche qui s'éteindra lentement dans le noir de l’Univers. Mais les étoiles les plus massives ne subissent pas le même sort. Quand elles meurent, elles forment une explosion phénoménale.
Au cœur d'une étoile, la pression et la température sont suffisamment élevées pour que les noyaux atomiques fusionnent entre eux. Cela libère de l'énergie et crée des éléments plus lourds. L’hydrogène fusionne en hélium, la fusion de l'hélium donne du carbone, et chaque élément plus lourd, demande des conditions de pression et de températures toujours plus élevées pour fusionner. Les étoiles de faible masse comme le Soleil s'arrêtent au carbone. Une fois que le carbone remplit le noyau, le destin de l'étoile est scellé. Mais si l'étoile a une masse 8 fois supérieure à celle du Soleil, elle peut engendrer des températures plus importantes dans son noyau.
A 500 millions de degrés, le carbone fusionne. Il y a en fait beaucoup d'étapes dans ce processus, mais à la fin, la fusion du carbone donne du néon, du magnésium et du sodium. Ce qui se passe ensuite se déroule exactement comme ce que nous avons décrit pour le Soleil dans les articles précédents. Un élément fusionne, en crée un plus lourd, puis ce plus lourd s'accumule jusqu'à ce que le noyau se contracte et chauffe suffisamment pour commencer à le fusionner à son tour. La fusion du carbone produit du néon, du magnésium et du sodium, et ceux-ci s'accumulent. Le noyau se réchauffe et lorsqu'il atteint environ un milliard de degrés, le néon va fusionner. La fusion du néon crée du magnésium, ainsi qu'un peu d'oxygène. Ceux-ci s'accumulent dans le noyau, il se contracte, chauffe jusqu'à environ 1,5 milliard de degrés, puis l'oxygène fusionne, créant du silicium, qui s'accumule à son tour jusqu'à ce que la température atteigne environ 2 à 3 milliards de degrés. A cette température, le silicium peut fusionner. Parmi un tas d'autres éléments, la fusion du silicium crée du fer. Et c'est un gros, gros problème. L'étoile devient une véritable bombe à retardement. Mais avant d'allumer ce fusible, prenons du recul.
Qu'arrive-t-il aux couches extérieures de l'étoile ? Comme la masse initiale de l'étoile est très importante, elle a passé sa vie à fusionner l'hydrogène en tant que GEANTE BLEUE sur la séquence principale du diagramme HR. Des étoiles comme celle-ci sont extrêmement lumineuses et peuvent être vues à de très grandes distances. Comme le Soleil cependant, une étoile massive change lorsque la fusion de l’hydrogène s'arrête. Son noyau se contracte, puis la fusion de l'hélium commence. Elle gonfle comme le Soleil, mais au lieu de devenir une géante rouge, elle produit tellement d'énergie qu'elle devient une SUPERGÉANTE ROUGE.
Ces étoiles sont gigantesques, certaines mesurent plus d'un milliard de kilomètres de diamètre ! Et elles sont très lumineuses. Un bel exemple est Bételgeuse, dans la constellation d’Orion, l'une des plus brillantes étoiles du ciel malgré sa distance de plus de 600 années-lumière. Si le Soleil se situé à cette distance, il vous faudrait un très bon télescope pour le voir. Et ce n'est rien comparé à VY Canis Majoris, la plus grande étoile connue à ce jour, qui mesure deux milliards de kilomètres de diamètre ! Elle fait partie de la classe des HYPERGEANTES
Au fur et à mesure que le noyau passe d'une réaction de fusion à l'autre, les couches externes répondent en se contractant et en se dilatant. Ainsi, une supergéante rouge peut rétrécir et redevenir une supergéante bleu ! Rigel, une autre étoile d'Orion, est une supergéante bleue, produisant 100 000 fois plus d'énergie que le Soleil !
Revenons-en au cœur de l’étoile. Celui-ci finit par ressembler à un oignon, avec plusieurs couches : le fer s'accumule au centre, entouré de silicium en fusion. Autour, on retrouve une couche d'oxygène, puis le néon, puis le carbone, puis l'hélium et enfin l'hydrogène.
On pourrait penser que les étoiles massives vivent plus longtemps parce qu'elles ont plus de carburant qu'une masse moins massive. Mais le cœur d’une étoile massive est beaucoup plus chauds et la fusion d’éléments de plus en plus lourds consomme énormément d’énergie, ce qui fait que le carburant vient à manquer beaucoup plus rapidement. Une étoile comme le Soleil peut fusionner de l'hydrogène en hélium pendant près de 10 milliards d'années. Mais une étoile deux fois plus massive que le Soleil fusionne son hydrogène en 2 milliards d'années seulement. Une étoile avec 8 fois la masse du Soleil s'épuise en seulement 100 millions d'années. Et chaque étape du processus de fusion se déroule plus rapidement que la précédente. Dans les cas extrêmes, comme pour une étoile de 20 fois la masse du Soleil, la fusion de l'hélium débute au bout d’un million d’années, le carbone pendant environ un millier d'années, et la fusion du néon sera réalisée en une année seulement ! L'oxygène ne dure que quelques mois. Le silicium fusionne en fer en moins de 24 heures.
Durée des différentes étapes de fusion nucléaires dans le cœur des étoiles en fonction de la masse initiale de l'étoile.
La grande majorité de la vie d'une d’étoile consiste à fusionner l'hydrogène en hélium. Les autres étapes se passent en un clin d'œil et se terminent par la création des atomes de fer. A chaque étape, le noyau se comprime et sa température augmente. A chaque étape, de l'énergie est créée. Cette énergie se transforme en chaleur, qui lutte contre la gravité des couches externes. Lorsque l’étoile fabrique du fer, la réaction change. Lorsqu'il fusionne, le fer absorbe de l'énergie au lieu de la créer. Au lieu de fournir de l'énergie à l'étoile, il l'enlève. Cela accélère la compression du noyau, qui s’échauffe davantage. C'est un coup dur : lorsque la fusion du fer débute, elle provoque la fin de l’étoile. La gravité prend le dessus et le noyau s'effondre sur lui-même. La gravité du noyau est si ahurissante que les parties extérieures s'écrasent sur les parties internes. Elles rebondissent sur la partie centrale du noyau, qui se comprime et finit par mesurer quelques dizaines de kilomètres en quelques millièmes de seconde ! L’étoile est condamnée.
A ce stade, deux choses peuvent arriver. Si la masse initiale de l'étoile est inférieure à 20 fois la masse du Soleil, l'effondrement du noyau s'arrête alors qu'il fait encore une vingtaine de kilomètres de diamètre. Il forme ce qu'on appelle une ÉTOILE A NEUTRONS, que nous aborderons dans le prochain article. Si l'étoile dépasse les 20 masses solaires, alors l'effondrement ne peut être arrêté par aucune force dans l'univers. Le noyau s'effondre complètement. La gravité devient si intense que même la lumière ne peut s'échapper. Toute la masse du noyau se regroupe en un point, qui déforme l’espace-temps autour de lui pour former un TROU NOIR. Nous verrons également cela dans le prochain article.
Mais pour l'instant, que se passe-t-il lorsque le noyau s'effondre et que la fusion nucléaire s'arrête soudainement ? Le noyau de l'étoile, qu'il s'agisse d'une étoile à neutrons ou d'un trou noir, est désormais extrêmement petit avec une gravité terrifiante. Il attire toute la matière de l'étoile au-dessus de lui. La matière vient s'écraser à une vitesse fantastique et se compresse énormément, s'échauffant férocement.
En même temps, deux choses se produisent dans le noyau. Pendant que la matière tombe sur le noyau, une onde de choc colossale, créée par l'effondrement du noyau, se déplace vers l'extérieur et frappe les couches externes de l’étoile. L'énergie dégagée est telle qu'elle ralentit considérablement l’effondrement des couches externes. Le deuxième événement est expliqué par la physique quantique. Dans le noyau, de nombreuses particules subatomiques, appelées NEUTRINOS, sont produites. L'énergie totale transportée par les neutrinos dépassent la raison : en une fraction de seconde, ils emportent 100 fois plus d'énergie que le Soleil produira pendant toute sa durée de vie ! Mais ces petites bêtes sont sérieusement insaisissables et détestent interagir avec la matière normale; un seul neutrino pourrait traverser des milliers de milliards de kilomètres de plomb sans même s'en apercevoir. Cette vague de neutrinos frappe la matière venant en sens inverse. La matière arrête sa chute, inverse son cours et repart vers l'extérieur. L'étoile explose. C'est ce qu'on appelle une SUPERNOVA DE TYPE II.
La nébuleuse des Voiles est un reste de supernova.
C'est l'un des événements les plus violents de l'Univers. Une étoile entière se déchire en lambeaux, et le gaz en expansion est éjecté vers l'extérieur à 10 % de la vitesse de la lumière. L'énergie libérée est si énorme que sa lumière surpasse toutes les étoiles d’une galaxie. Le gaz est alors expulsé dans l’espace, pour former un RESTE DE SUPERNOVA ou RÉMANENT DE SUPERNOVA. Le plus célèbre reste de supernova est la nébuleuse du Crabe, qui est le reste d'une étoile que nous avons vu exploser en l'an 1054. Le gaz de cette nébuleuse est ce qui reste de l’étoile qui a explosé. Le gaz se dilate dans l’espace. Au fur et à mesure que les restes s’étendent et vieillissent, ils deviennent plus ténus et prennent des formes complexes et étonnantes.
Existe-t-il des étoiles proches de la Terre qui risquent de finir en supernova ? La réponse est non. Même si les supernovae sont incroyablement violentes, l'espace est grand. Pour que l’on ressente les effets d’une supernova sur la Terre, il faudrait qu’elle se produise à moins de 100 années-lumière. L'étoile la plus proche qui pourrait exploser de cette façon est Spica, de la constellation de la Vierge, et sa distance est de 260 années-lumière. Et je dis bien "pourrait" exploser, car sa masse est à la limite de masse inférieure pour devenir une supernova. Elle pourrait très bien ne pas exploser du tout. Bételgeuse va finir en supernova, mais c'est trop loin pour nous impacter. Sa distance est de 620 années-lumière. Nous sommes donc à l'abri de cette menace particulière.
Aussi terrifiantes et dangereuses que soient les supernovae, il y a un aspect très important que vous devez connaître. Les supernovae sont capables de grandes destructions, mais elles sont également essentielles à notre existence. Quand l'étoile explose, le gaz devient extrêmement chaud et il est comprimé violemment par l'explosion, a tel point que ses atomes poursuivent la fusion nucléaire. Les astronomes appellent la NUCLÉOSYNTHÈSE STELLAIRE. Pendant l’explosion, de nouveaux éléments lourds sont produits. Leur quantité dépasse largement la masse de la Terre. Calcium, phosphore, nickel, fer… tous fabriqués dans la forge infernale de la chaleur de la supernova, et projetés vers l'extérieur dans l'Univers. Au bout de plusieurs millénaires, ce matériau se mélange aux autres nuages de gaz et de poussières flottant dans l'espace. Ces nouvelles nébuleuses forment des étoiles. Parfois l'effondrement de la nébuleuse est déclenché par l’onde de choc d’une supernova. Dans tous les cas, les éléments lourds créés pendant la supernova feront partie de la prochaine génération d'étoiles et de planètes.
Tableau périodique des éléments. Les couleurs indiquent l'origine de la fabrication de ces éléments.
Les supernovae sont la façon dont la majorité des éléments lourds de l'Univers sont créés et dispersés. Le calcium dans vos os, le fer dans votre sang, le phosphore dans votre ADN, tous ces éléments ont été créés pendant l’explosion des étoiles massives. Depuis le début de l’Univers, des générations d’étoiles ont explosé et les atomes qu’elles ont créés continuent d’exister en vous.
A RETENIR :
Les étoiles massives fusionnent des éléments plus lourds dans leur noyau que les étoiles de masses inférieures. Cela conduit à la création d'éléments de plus en plus lourds jusqu'au fer. Le fer arrête la réaction de fusion dans le noyau, provoquant son effondrement. L'onde de choc, accompagnée d'une énorme production de neutrinos, traverse les couches externes de l'étoile, la faisant exploser. La résultante est une supernova, qui crée des éléments encore plus lourds, les dispersant dans l'espace.
BIBLIOGRAPHIE
Cours du Diplôme Universitaire d'astronomie (2004)
Astronomie et astrophysique, Séguin et Villeneuve, 2e édition, Ed : De Boeck Université (2002)