Évolution stellaire

Dans la séquence principale, seul l'hydrogène contenu dans le cœur de l'étoile est consommé, ce qui correspond environ à 10 % de la masse. Lorsque la concentration en hélium atteint un certain seuil, la pression radiative diminue et l'étoile se contracte. Ce phénomène entraîne une augmentation de la température et de la pression des couches intermédiaires, qui contiennent encore de l'hydrogène, et où se déclenchent alors des réactions de fusion. La pression radiative augmente à nouveau mais, provenant des couches externes, elle s'exerce tant vers l'extérieur que sur le noyau qui se contracte et augmente encore de température. Quand la température du cœur atteint 100 × 10⁶ K, de nouvelles réactions ont lieu dans le noyau, qui conduisent à la transmutation de l'hélium en carbone par la réaction triple alpha :

${\displaystyle 2\ ^{4}\mathrm {He} \ \to \ ^{8}\mathrm {Be} \,+\,\gamma }$

${\displaystyle ^{4}\mathrm {He} \,+\,^{8}\mathrm {Be} \ \to \ ^{12}\mathrm {C} \,+\,\gamma }$

La géante rouge s'anime d'un nouvel équilibre hydrostatique. Les couches externes de l'étoile se dilatent ce qui a pour conséquence de diminuer la température de la chromosphère de 5 500 à 3 700 K. L'étoile gonfle et prend une teinte rouge, d'où le terme de géante rouge. Le diamètre de l'étoile étant supérieur à celui de l'étoile d'origine et pour une masse inférieure, la gravité superficielle de la géante rouge est plus faible ce qui entraîne des pertes considérables de matière qui peuvent atteindre 10⁻⁵ M_o an⁻¹, où M_o est la masse du Soleil.

La nébuleuse planétaire de la Lyre.

Lorsque la géante rouge arrive en fin de vie, ayant brûlé ses réserves d'hélium et d'hydrogène son noyau se contracte tandis que les couches périphériques sont expulsées et forment une nébuleuse planétaire (NP). Le modèle de « vent stellaire » est communément adopté pour décrire la formation des nébuleuses planétaires : la géante rouge perd ses couches périphériques sous la forme d'un vent stellaire relativement lent, de l'ordre de 10 km s⁻¹. Puis lorsque le noyau est mis à nu, le vent stellaire s'accélère pour atteindre 1 000 km s⁻¹.

Les couches externes éjectées par l'étoile ne peuvent pas entretenir de réaction nucléaire : elles ne produisent plus de lumière visible. C'est le rayonnement ultraviolet émis par le noyau résiduel qui est responsable de la luminosité de la nébuleuse planétaire par le phénomène de photoionisation (puis recombinaison électronique). Le noyau résiduel, pour sa part, est composé des déchets de fusion et ne peut pas non plus maintenir de réactions nucléaires : son rayonnement est lié à son refroidissement, suivant une loi de corps noir. Ce noyau résiduel est un corps compact qu'on appelle naine blanche.

Les étoiles de plus de 6 masses solaires sortent de la séquence principale en quelques centaines de millions d'années seulement. La fusion de l'hydrogène est accélérée par un phénomène de catalyse, qui n'a lieu que dans les conditions de pression et de température que l'on retrouve dans le cœur des étoiles les plus massives. Il s'agit du cycle catalytique du carbone (ou cycle CNO) :

${\displaystyle ^{12}\mathrm {C} \,+\,\mathrm {H} \ \to \ ^{13}\mathrm {N} \,+\,\gamma \ \to \ ^{13}\mathrm {C} \,+\,\mathrm {e} ^{+}\,+\,\mathrm {\nu } }$

${\displaystyle ^{13}\mathrm {C} \,+\,\mathrm {H} \ \to \ ^{14}\mathrm {N} \,+\,\mathrm {\gamma } }$

${\displaystyle ^{14}\mathrm {N} \,+\,\mathrm {H} \ \to \ ^{15}\mathrm {O} \,+\,\gamma \ \to \ ^{15}\mathrm {N} +\mathrm {e} ^{+}\,+\,\nu }$

${\displaystyle ^{15}\mathrm {N} \,+\,\mathrm {H} \ \to \ ^{16}\mathrm {O} \ \to \ ^{12}\mathrm {C} \,+\,^{4}\mathrm {He} }$

L'atome de carbone subit des transmutations successives au cours desquelles il capture plusieurs noyaux d'hydrogène, subit deux désintégrations β⁺, ce qui donne deux neutrons, puis en fin de cycle, la fusion d'un quatrième noyau d'hydrogène provoque la formation d'un atome d'oxygène instable qui se scinde en carbone et en hélium. Le carbone ¹²C, que l'on retrouve en fin de cycle, joue donc simplement le rôle de catalyseur.

Ces étoiles sont suffisamment massives pour qu'à de plus hautes températures, de nouvelles réactions de fusion se mettent en place :

${\displaystyle ^{12}\mathrm {C} \,+\,^{4}\mathrm {He} \ \to \ ^{16}\mathrm {O} \,+\,\gamma }$

${\displaystyle ^{16}\mathrm {O} \,+\,^{4}\mathrm {He} \ \to \ ^{20}\mathrm {Ne} \,+\,\gamma }$

${\displaystyle ^{20}\mathrm {Ne} \,+\,^{4}\mathrm {He} \ \to \ ^{24}\mathrm {Mg} \,+\,\gamma }$

${\displaystyle ^{12}\mathrm {C} \,+\,^{12}\mathrm {C} \ \to \ ^{24}\mathrm {Mg} \,+\,\gamma }$

${\displaystyle ^{16}\mathrm {O} \,+\,^{16}\mathrm {O} \ \to \ ^{32}\mathrm {S} \ \to \ ^{28}\mathrm {Si} \,+\,^{4}\mathrm {He} \,+\,\gamma }$

${\displaystyle ^{28}\mathrm {Si} \,+\,^{28}\mathrm {Si} \ \to \ ^{56}\mathrm {Ni} \ \to \ ^{56}\mathrm {Fe} \,+\,2\,\mathrm {e} ^{+}\,+\,2\,\nu }$

Chaque réaction demande des conditions de température et de pression plus importantes que la réaction précédente, l'étoile alterne donc les phases de fusion, d'arrêt des réactions et de contraction du cœur de l'étoile. Il se forme une structure en oignon avec du centre vers l'extérieur des zones de réaction du silicium, de l'oxygène, du carbone, de l'hélium et de l'hydrogène. Lorsque l'étoile en arrive au stade ultime et produit du fer, il n'est plus possible de produire de l'énergie par fusion (le fer est l'élément le plus stable). À ce moment-là les réactions de fusion dans le cœur s'arrêtent définitivement, et l'étoile s'effondre sur elle-même. Il se produit une supernova, qui va conduire à la création d'une étoile à neutrons ou d'un trou noir. Il s'agit d'un évènement très rare et qui libère une quantité d'énergie phénoménale en un temps très bref, de quelques heures à quelques jours au plus. Dans certains cas d'étoiles de très grandes masses, il se produit non pas une supernova, mais un sursaut gamma, évènement connu le plus énergétique dans l'Univers.

Certaines étoiles binaires sont suffisamment proches pour interagir et s'échanger de la matière, soit sous forme de vent stellaire, soit par débordement du lobe de Roche (l'étoile devient plus grande que son lobe de Roche, et va transvaser son surplus de matière sur l'astre compagnon. Dans certains cas, si cet astre compagnon est une naine blanche, cela va avoir tendance à réactiver les réactions nucléaires à la surface de la naine blanche, voire à créer une supernova de type Ia (explosion de naine blanche). Il est également possible que deux étoiles se percutent. Ceci produit une nouvelle étoile plus massive. Toutefois, la convection interne qui résulte de cet évènement peut nettoyer le cœur de l'étoile de ses déchets, augmentant la durée de vie de l'étoile résultante.

• Charles Nordmann, La vie et la mort des étoiles, L'illustration, 7 avril 1923
• Charles Nordmann, Le Royaume de Cieux, Hachette, 1923
• Agnès Acker et Ariane Lançon, Vie et mort des étoiles : un exposé pour comprendre, un essai pour réfléchir, Flammarion, Paris, 1998, 127 p.
• (en) Kenneth R. Lang, The life and death of stars, Cambridge University Press, Cambridge, New York, 2013, 323 p. (ISBN 978-1-10-701638-5)
• James Lequeux, Naissance, évolution et mort des étoiles, EDP sciences, Les Ulis, 2011, 162 p. (ISBN 978-2-7598-0638-6)
• (pl) Czeslaw Bialobrzeski, La thermodynamique des étoiles, 1931.

• Milieu interstellaire, naissance et mort des étoiles, conférence de Michel Cassé, Université de tous les savoirs, 10 juillet 2000, La Mission 2000 en France, Paris (prod.) ; SFRS, Vanves (distrib.), 2000, 1 h 24 min (DVD)
• Vie et mort d'une étoile, film documentaire réalisé par Douglas J. Cohen, DPM, Paris, 2009, 44 min (DVD)

• Masse de Chandrasekhar
• Nucléosynthèse stellaire
• Nova
• Supernova
• Type spectral

• Évolution stellaire (cours en ligne de l'observatoire de Paris)

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