MORT DES ÉTOILES
Le destin des étoiles dépend en grande partie de leur masse initiale (Notée M). Les étoiles ne meurent pas toutes de la même façon. Elles évoluent vers différentes formes que nous allons détailler maintenant.
Les naines brunes (M inférieure à 0,08 Mo)
Une étoile de masse solaire est une étoile possèdant exactement la même masse que notre Soleil. Cette masse est notée Mo. (Mo = 2 x 10 puissance 30 kg., soit 400 000 fois la masse de la Terre).
Si M est inférieure à 0,08 Mo, l'astre en question est une naine brune. ce n'est ni plus ni moins qu'une étoile ayant raté sa carrière. Trop petite et donc trop légère pour que des réactions de fusion nucléaire s'y déroulent, ces astres rayonnent très peu et sont donc très difficilement détectables. Mais on les soupçonne d'être plus nombreux que prévus dans l'univers.
La mort de ces naines brunes n'est donc pas particulièrement l'un des évènements les plus spectaculaires : elles continuent ainsi leurs vies de naines brunes quasi indéfiniment.
Voici une petite comparaison de la taille d'une naine brune par rapport à celle de Jupiter et du Soleil :
Si la naine brune (au centre, ici) est d'une taille équivalente à celle de Jupiter, sa masse est cependant de 10 à 20 fois supérieure à celle de la plus grosse planète du système solaire.
Les naines rouges (M plus petit que 0,7 Mo)
Ces astres sont assez massifs pour que se déclenchent les réactions de fusion de l'hydrogène. Mais c'est un processus très lent : plusieurs centaines de milliards d'années avant qu'elles n'aient épuisé leurs ressources d'hydrogène, d'après les astrophysiciens ! Autant dire plusieurs dizaines de fois l'âge actuel de l'univers (estimé à 13,7 milliards d'années environ). Cherchez l'erreur !
Les étoiles de type solaire (M Inférieure à 6 Mo)
Ces étoiles ont le coeur suffisamment chaud pour entretenir des réactions de fusion de l'hydrogène pendant plusieurs milliards d'années. C'est le cas de notre Soleil, au sein duquel les réactions durent depuis 5 milliards d'années, et qui vont se poursuivre aussi longtemps. Notre etoile est donc ainsi, à peu près, à la moitié de sa vie.
Lorsque l'étoile aura transformé tout son hydrogène en hélium, les réactions de fusion vont se ralentir. L'étoile va alors s'effondrer davantage sur elle-même. La température dans son coeur va donc augmenter. Lorsqu'elle atteindra les 100 millions de degrés Celsius, l'hélium produit pendant les milliards d'années de fusion de l'hydrogène va commencer également à fusionner et à se transformer en carbone. Cela dégagera tant d'énergie que l'enveloppe externe va être "soufflée", et que le diamètre de l'étoile sera environ multiplié par 100. L'étoile est devenue une géante rouge.
Une fois l'hélium consommé, les réactions vont diminuer d'intensité et l'astre mourant se recontractera. La température va dépasser de loin les 100 millions de degrés Celsius, et la fusion du carbone en oxygène et en éléments plus lourds commencera. A ce moment, la circonférence de notre Soleil atteindra l'orbite de Mars, tellement il aura "grossi" sous l'effet de l'énergie dégagée par cette fusion...
La quantité d'énergie libérée sera tellement importante que l'étoile va expulser dans l'espace son enveloppe externe. Son coeur se retrouvera pratiquement mis à nu. Sa température, alors de l'ordre de 25 000° Celsius chauffera et éclairera de l'intérieur l'enveloppe en expansion dans l'espace. On obtient alors une vaste coquille sphérique brillant d'un éclat coloré : une nébuleuse planétaire.
Le coeur de l'étoile va s'effondrer sur lui-même puisque plus aucune réaction ne peut le retenir. Il va finir par atteindre environ la taille de la Terre.
A ce stade, électrons et noyaux d'atomes sont tellement proches qu'ils ne peuvent se comprimer davantage. On dit que la matière est dégénérée. On obtient une naine blanche, dont un dé à coudre pèse plusieurs tonnes. Lentement, cette dernière va se refroidir, jusqu'à devenir une naine noire, indétectable. Mais l'univers est bien trop jeune pour que ces corps aient pu apparaître.
La naine noire est le stade final d'une étoile de moins de 6 Mo (Masse solaire).
Les géantes et supergéantes bleues (M supérieure à 6 Mo)
Ces étoiles supermassives convertissent leur hydrogène en hélium comme toutes les autres étoiles, mais vu leur température interne, leur vie ne va durer qu'une dizaine de millions d'années. Ces étoiles consomment en effet leur carburant à une vitesse phénoménale, abrégeant ainsi leur "espérance de vie". La mort de ces astres est beaucoup plus spectaculaire que celles de toutes les autres réunies.
En effet, lors de la pénurie d'hydrogène, ces étoiles se dilatent à un point tel, pour pouvoir fusionner leur hélium qu'elles deviennent des supergéantes rouges. Mais les réactions vont continuer à un rythme infernale : 10 millions d'années pour fusionner l'hydrogène en hélium, un million d'années pour transformer l'hélium en carbone et oxygène. En 100 000 ans, la métamorphose du carbone en néon est terminée. 20 ans à peine pour que l'oxygène devienne du soufre et du silicium. Ce silicium donne du fer en moins d'une semaine. A chaque nouvelle étape, la température augmente.
Une fois le fer produit, les réactions s'arrêtent, car le fer est l'atome le plus stable qui existe, il ne peut donc pas fusionner (en théorie, il pourrait, mais cela demanderait vraiment trop d'énergie). Tous ces éléments produits se répartissent en couches, comme une pelure d'oignon. Les éléments les plus lourds (Fer) seront au centre, l'hydrogène restant sur l'enveloppe externe.
Mais la température est telle que le fer central va se décomposer peu à peu. A sa place, une soupe de particules compactées autour desquelles tournent à une vitesse folle des électrons. cette "coque" d'électrons paralyse un temps la force d'attraction, mais elle finit par cèder. En un dixième de seconde, les électrons se précipitent dans le coeur, que la gravitation comprime en un caillot de neutrons, à une température de 200 milliards de degrés (!). Sous une telle pression, en effet, la matière ne peut plus exister telle que nous la connaissons.
La matière entraînée dans cet effondrement vertigineux tombe sur ce caillot ultra-dense, de quelques kilomètres de diamètre, et rebondit dessus. L'énergie de ce choc est telle que l'étoile explose : c'est une supernova. Dans le même temps, le noyau hyper-dense de neutrons se dilate également en un instant. Conformément à l'équation bang + bang = superbang, l'étoile explose. Durant cette explosion, l'énergie libérée en quelques minutes sera égale à celle libérée par l'étoile pendant toute sa vie, c'est à dire 100 fois plus que ce que notre soleil libérera pendant ces 10 milliards d'années de vie. Un instant, l'étoile devient plus brillante que toute une galaxie. Cette énergie est libérée à 99 % sous la forme d'un déluge de photons et de neutrinos. Durant quelques fractions de seconde, les réactions de fusion sont relancées et produisent tous les éléments plus lourds que le fer : l'argent, le cuivre, le nickel, l'or, le mercure, l'uranium... Sans les supernovae, ces éléments lourds n'existeraient pas.
Presque instantanément, l'étoile grosse comme 20 soleils n'est plus. Il reste une étoile à neutrons, voire un trou noir, si l'étoile originelle était suffisamment massive...
Nous sommes tous constitués des éléments produits par ces supernovae. Comme le dit Hubert Reeves, "Nous sommes tous des poussières d'étoiles".
Voici un petit schéma récapitulatif :
Ci-dessous, une photo de Hubble présentant tous les stades d'évolution des étoiles dans la même nébuleuse.
Cette superbe image prise par Hubble montre toutes les parties du cycle de vie des étoiles : en bas une nébuleuse gazeuse, au centre un groupe de jeunes étoiles bleues et en haut, une nébuleuse planétaire.