La fin d’une étoile dépend de sa masse et de son évolution
La mort d’une étoile désigne les dernières étapes de son évolution, après une longue période durant laquelle elle brillait grâce à la fusion nucléaire, lorsqu’elle laisse un résidu compact ou disperse de la matière dans l’espace. Les étoiles semblables au Soleil devraient laisser des naines blanches, tandis que des étoiles beaucoup plus massives peuvent former des étoiles à neutrons ou des trous noirs. L’issue dépend de la masse de l’étoile et des transformations qu’elle a traversées.
La masse désigne ici la quantité de matière qui compose l’étoile. Elle se distingue du rayon, qui décrit sa taille physique. Une étoile qui gonfle fortement n’a pas nécessairement gagné une quantité correspondante de matière ; elle peut même perdre ses couches externes pendant son expansion.
La fusion nucléaire entretient la chaleur et la lumière à l’intérieur d’une étoile
Au centre du Soleil, des noyaux atomiques légers s’assemblent par fusion nucléaire. L’énergie libérée lorsque des noyaux d’hydrogène deviennent des noyaux d’hélium maintient l’intérieur à haute température et finit par être rayonnée dans l’espace sous forme de lumière. La longue période durant laquelle une étoile entretient la fusion de l’hydrogène dans son cœur est appelée séquence principale.
La gravité attire la matière de l’étoile vers l’intérieur. En même temps, le gaz chaud et la lumière exercent une pression, et la pression plus élevée dans les régions profondes produit une force dirigée vers l’extérieur. Une étoile de la séquence principale conserve sa structure lorsque ces deux effets sont à peu près en équilibre.
Lorsque l’hydrogène disponible dans le cœur diminue, la production d’énergie et la structure de l’étoile changent. Même après l’épuisement de l’hydrogène central, de l’hydrogène peut réagir dans une couche autour du cœur, ou de l’hélium dans un cœur devenu plus chaud. Les combustibles et les réactions ultérieurs dépendent de la masse et du stade d’évolution de l’étoile.
Les étoiles semblables au Soleil perdent leurs couches externes et laissent un cœur chaud
Après l’épuisement de leur hydrogène central, les étoiles semblables au Soleil changent de structure interne et traversent des stades de géante, durant lesquels leurs couches externes se dilatent fortement. Au cours de cette évolution, l’hélium du cœur sert à fabriquer du carbone et de l’oxygène. L’étoile rejette sa matière externe dans l’espace et finit par dévoiler une petite région centrale très chaude.
Le cœur qui reste est une naine blanche. Une naine blanche est un astre extrêmement dense, qui concentre une masse comparable à celle du Soleil dans un volume de taille voisine de celle de la Terre. Même après la fin de l’apport d’énergie nouvelle par fusion centrale, elle peut briller longtemps en libérant la chaleur qu’elle a emmagasinée. Le Soleil devrait lui aussi suivre cette voie.
On prévoit l’avenir du Soleil en confrontant les observations de nombreuses étoiles et de leurs résidus aux théories de l’évolution stellaire. Nous n’avons pas déjà observé tout le processus par lequel le Soleil devient une géante puis laisse une naine blanche.
Le cœur d’une étoile massive peut s’effondrer
Les étoiles beaucoup plus massives que le Soleil peuvent atteindre des températures centrales plus élevées et traverser des étapes produisant des éléments plus lourds que le carbone et l’oxygène. Dans un cœur où se sont accumulés des éléments du groupe du fer, il est difficile de tirer de l’énergie de leur fusion en noyaux plus lourds. Si la masse du cœur continue d’augmenter et que sa pression interne ne suffit plus à résister à la gravité, un effondrement rapide peut se produire.
Si une partie de l’énergie libérée pendant l’effondrement repousse les couches externes, une explosion très brillante se produit. C’est une supernova à effondrement de cœur. La matière externe se disperse dans l’espace, tandis qu’un résidu beaucoup plus petit peut rester au centre. Les détails de l’explosion et la nature du résidu sont étudiés par l’observation et le calcul.
Une étoile à neutrons est un résidu dense composé de matière très riche en neutrons, l’une des particules présentes dans les noyaux atomiques. L’état de la matière dans ses régions les plus profondes reste un sujet de recherche. Si le cœur restant est suffisamment massif et que les conditions permettent à l’effondrement de se poursuivre, un trou noir peut se former. Un trou noir possède une frontière de l’intérieur de laquelle aucune lumière ni aucun signal ne peut être envoyé vers l’extérieur.
L’observation des résidus permet de distinguer différents parcours
Dans la nébuleuse du Crabe, un rémanent de supernova, on observe de la matière en expansion et une étoile à neutrons en rotation rapide. Les astronomes étudient la lumière et les mouvements de ces résidus pour retracer l’histoire de l’étoile avant l’explosion et le déroulement de celle-ci. Ces astres permettent de confronter les explications de la mort stellaire aux observations réelles.
Outre la masse initiale, la quantité de matière perdue et les interactions avec une étoile voisine jouent un rôle important. Deux étoiles liées par la gravité et orbitant l’une autour de l’autre forment un système binaire ; dans les systèmes serrés, de la matière peut passer de l’une à l’autre. Les astronomes étudient aussi les supernovas de type Ia, où des réactions nucléaires explosives détruisent une naine blanche dans un système binaire. Ce parcours se distingue de l’effondrement du cœur d’une étoile massive.
- Parcours représentatif d’une étoile semblable au Soleil Elle traverse des stades de géante, perd ses couches externes et laisse une naine blanche.
- Parcours représentatif d’une étoile beaucoup plus massive Après l’effondrement du cœur, une étoile à neutrons ou un trou noir peut subsister selon les conditions.
Ces deux parcours résument les grandes lignes de l’évolution. Toutes les étoiles massives ne produisent pas une supernova brillante et ne laissent pas le même type de résidu. Prévoir précisément la fin d’une étoile demande d’examiner davantage de conditions que sa seule masse.
La matière éjectée se mêle aux matériaux des étoiles et des planètes suivantes
La matière externe perdue par une étoile se mélange au gaz entre les étoiles, et une partie rejoint ensuite de nouvelles étoiles et de nouveaux systèmes planétaires. Elle contient à la fois des éléments présents dans l’étoile dès le départ et des éléments produits par ses réactions nucléaires internes. La création de nouveaux éléments et la dispersion dans l’espace d’éléments déjà présents sont deux processus distincts.
La matière qui a formé le Système solaire contient elle aussi des composants laissés par des astres plus anciens que le Soleil. Certains composants, comme l’hydrogène, proviennent de l’Univers primordial : tous les éléments qui nous entourent ne peuvent donc pas être expliqués comme les produits d’un seul type de supernova. Étudier ce que laissent les étoiles aide à comprendre d’où viennent les matériaux des étoiles et des planètes suivantes.
Sources
- NASA Webb — Fusion stellaire et équilibre interne
- NASA Science — Évolution stellaire et naines blanches
- NASA — Un spécialiste explique l’avenir du Soleil
- NASA Hubble — Mort des étoiles et observations de la nébuleuse du Crabe
- NASA — Recherches sur l’intérieur des étoiles à neutrons
- Burrows et Vartanyan — Synthèse théorique sur les supernovas à effondrement de cœur
- ESA Integral — Naines blanches et supernovas de type Ia