Les étoiles de quelques masses solaires achèvent leur vie lorsque la combustion de l'hélium
s'arrête, faute de carburant. Par contre, les étoiles plus massives connaissent une fin plus complexe car
elles sont en mesure de déclencher d'autres réactions nucléaires.
En effet, plus la masse d'une étoile est élevée, plus le poids
de ses couches externes est grand et plus le noyau est comprimé. Ainsi la température de celui-ci peut atteindre
des valeurs plus grandes, ce qui permet à de nouvelles réactions de se mettre en place. Par exemple, une étoile
de plus de quatre masses solaires va chauffer son noyau jusqu'à 600 millions de degrés, seuil auquel la fusion
du carbone commence.
Mais cette nouvelle phase de combustion dure encore moins longtemps que la précédente et l'étoile
va très rapidement devoir trouver une nouvelle source d'énergie. C'est ainsi que va se dérouler
une série de différentes réactions nucléaires mettant en jeu des éléments de plus en plus lourds.
A chaque étape, la nouvelle source d'énergie sera épuisée plus vite que la précédente et la
combustion s'arrêtera momentanément. Ceci provoquera la contraction du noyau et l'apparition
d'une nouvelle coquille en fusion. Finalement une nouvelle réaction pourra se mettre en place
et le cycle recommencera.
Le nombre de réactions différentes est déterminé par la masse de l'étoile. Plus celle-ci est grande, plus la température
au centre de l'étoile peut être élevée et plus lourds sont les noyaux susceptibles de fusionner. On peut citer
les étoiles de 10 masses solaires, capables d'atteindre le milliard de degrés et de déclencher la fusion de
l'oxygène ou celles de plus de 20 masses solaires, qui atteignent plusieurs milliards de degrés et permettent
au silicium d'entrer en jeu. Avec chaque nouveau type de réaction, les dimensions de l'étoile continueront
à augmenter et celle-ci se transformera peu à peu en une supergéante
rouge.
Structure en pelures d'oignon d'une étoile très massive
(échelle non respectée). Crédit : O. Esslinger
La chaîne ne va cependant pas continuer éternellement. Elle s'arrête lorsque le centre se retrouve
essentiellement formé de noyaux de fer-56. En effet, l'une des caractéristiques de tout noyau
est son énergie de liaison par constituant. Celle-ci représente la force avec laquelle un élément
du noyau, proton ou neutron, est lié à l'ensemble. Plus cette énergie de liaison est forte,
plus le noyau est stable. Or il se trouve que de tous les éléments, le fer-56 est celui qui
présente la plus grande énergie de liaison par constituant. C'est le noyau le plus stable qui
puisse exister. Il est incapable de fusionner en produisant de l'énergie. Pour cette raison,
le fer va obstinément refuser de jouer le jeu et de participer aux réactions nucléaires. C'est
alors la fin du cycle.
A ce stade, l'étoile a une structure très complexe. Au centre se trouve le noyau de fer éteint.
Ensuite, se succèdent une série de couches en fusion, chacune contenant l'un des éléments qui
a participé à l'histoire nucléaire du noyau. On trouve ainsi, en partant de l'intérieur, des
couches principalement constituées de silicium, de magnésium, de néon, d'oxygène, de carbone,
d'hélium et d'hydrogène. Les astrophysiciens parlent alors de structure en pelures d'oignon.
