… qui entraîne une réorganisation structurelle !

Un grand nombre de réactions nucléaires est donc mis en jeu au cœur même de chaque étoile. Celles-ci sont non seulement responsable de la stabilité de l'étoile et de son rayonnement mais elles entraînent également une constante réorganisation structurelle.

Nébuleuse du crabe. © NASA, ESA, J. Hester and A. Loll (Arizona State University)

Ainsi, lorsque tout l'hydrogène a été consommé et transformé en hélium notamment, c'est au tour de cet hélium d'être consommé et transformé et ainsi de suite. Ce mécanisme assure, en fait, la vie de l'étoile ou plutôt, elle annonce sa mort.

Au cœur de l'étoile, les réactions nucléaires épuisent l'hydrogène qui est remplacé par de l'hélium. Quand 10 à 20 % de l'hydrogène a été consommé, on peut dire que l'étoile entre dans la fin de sa vie. Le noyau se contracte alors sous l'effet de la gravitation, entraînant une augmentation considérable de la température. De nouvelles réactions de fusion nucléaires entrent alors en jeu, notamment la transformation de l'hélium en carbonecarbone, et l'énergieénergie est transférée du cœur de l'étoile vers les couches superficielles. La surface de l'étoile gonfle, sa taille peut être multipliée par 200 et sa luminositéluminosité augmente : elle est devenue une géante rougegéante rouge. C'est à ce moment que suivant la taille initiale de chaque étoile, leur mort diffère. On peut alors distinguer deux cas : les étoiles peu massives et les étoiles massives dont la limite peut être établie lorsqu'une étoile a atteint 6 massesmasses solaires.

1) Cas des étoiles peu massives

L'étoile, de masse inférieure à 6 masses solaires entre donc dans le dernier stade de sa vie. Les réactions nucléaires se poursuivent du fait de l'augmentation de la température et le cœur continue à s'effondrer. Cependant, constitué désormais de carbone, il n'atteint pas sa température de fusion. Tout se passe donc désormais dans les couches externes. En effet, plus l'étoile grandit, plus la gravitégravité à la surface devient faible et plus la matièrematière peut s'échapper facilement. Ainsi, ce type d'étoiles perd alors énormément de masse. Par exemple, une étoile de masse initiale de 6 masses solaires finira à 1,2 masses solaires. Cette perte de masse est très importante. Il se produit alors une augmentation de la température qui peut alors atteindre 200 000 KelvinsKelvins. Le rayonnement ultravioletultraviolet alors produit ionise l'enveloppe de l'étoile qui devient visible : l'étoile a atteint le stade de nébuleuse planétairenébuleuse planétaire. Par la suite, la pressionpression sur le noyau diminue très fortement et les réactions nucléaires n'ont plus alors lieu d'être. L'étoile est alors qualifiée de naine blanchenaine blanche. Quand la température sera assez basse, elle cessera de luire et disparaîtra.

2) Cas des étoiles massives

Pour étudier le cas des étoiles massives, il nous faut reprendre au moment où l'étoile est devenue une géante rouge. Dans ce cas, la masse de l'étoile est supérieure à 6 masses solaires. Le cœur de carbone peut alors s'effondrer contrairement à tout à l'heure. Grâce à une température dépassant plusieurs millions de degrés, on assiste à de nouvelles réactions nucléaires qui transforment notamment le carbone en oxygèneoxygène. Puis, plus on se rapproche du centre de l'étoile, plus des éléments lourds apparaissent, tels que le magnésiummagnésium, le siliciumsilicium, le souffre, le nickelnickel et au centre on trouve un noyau de ferfer. Cependant, le fer ne se transforme pas et l'étoile commence à s'effondrer sous l'effet de la gravitation jusqu'à atteindre la limite de Chandrasekharlimite de Chandrasekhar, c'est-à-dire une masse critique de 1,4 masses solaires. A ce stade, le cœur de fer ne peut plus être compressé et il implose sous l'emballement des réactions internes. Cette implosion produit une onde de choc dans toute l'étoile qui éjecte les couches superficielles : l'étoile est devenue une supernovasupernova.

Dans le même temps, la chaleurchaleur dégagée est telle que photonsphotons émis détruisent les noyaux de fer et il ne reste alors que des électronsélectrons, des neutronsneutrons et des protonsprotons. Les protons et les électrons fusionnent alors pour donner des neutrons et l'étoile a atteint un nouveau stade, celui de l'étoile à neutronsétoile à neutrons. Cependant, le processus n'est pas encore terminé. En effet, tout dépend de la masse du cœur. Si celui-ci est inférieur à 2,5 masses solaires, les couches externes qui ont été expulsées ne sont plus attirées par l'étoile et la vie de l'étoile est terminée. Par contre, si la masse du cœur est supérieure à 2,5 masses solaires, l'enveloppe retombe sur l'étoile à neutrons qui ne peut supporter une telle masse et s'effondre en trou noirtrou noir.

Conclusion

Nous venons donc de voir que de nombreux procédés physiquesphysiques interviennent dans la vie d'une étoile (compensation force de gravitationforce de gravitation / force de pression, réactions thermonucléaires..). Ceux-ci sont assurément très complexes et nous avons tenté de les simplifier pour qu'ils soient plus abordables et que l'étude de la vie des étoiles en soit simplifiée.

De cette étude, nous pouvons donc conclure qu'il n'existe pas de réelle limite entre la naissance, la vie et la mort d'une étoile tant les phénomènes qui interviennent tout au long de sa vie sont liés. Il s'agit en fait d'une succession logique de réactions qui sont principalement déterminées par la masse initiale et la température de chaque étoile. De ce fait, elles ont un destin qui leur est propre. Certaines, les plus massives, verront terminer leur vie soit en étoiles à neutrons, soit en trou noir. Les autres, les moins massives, c'est-à-dire celles dont la masse totale est inférieure à 6 masses solaires, termineront la leur en naine blanche.

Cependant, il existe d'autres types d'étoiles que nous n'avons pu traiter. Il s'agit notamment des étoiles géantesétoiles géantes, super géantes, et hyper géantes. En effet, nous nous sommes limités à l'étude des étoiles se trouvant sur la séquence principaleséquence principale établie par le diagramme d'Hertzsprung Russel.

TIPE réalisé par des élèves du lycée Faidherbe à Lille