Naines blanches et nébuleuses planétaires
Pour la majorité des étoiles, la création d'éléments nouveaux s'arrête au stade du carbone. Lorsque la fusion de l'hélium
perd de son efficacité, la gravité l'emporte et aucune autre réaction nucléaire n'est capable de se mettre en place pour
résister. Les couches centrales de l'étoile s'effondrent et la densité de matière y augmente de façon prodigieuse.
L'effondrement est brutalement stoppé lorsque apparaît une nouvelle force, liée au principe d'incertitude, appelée la
pression de dégénérescence des électrons. Le coeur de l'étoile s'est alors transformé en naine blanche, un astre extrêmement
dense dont un centimètre cube peut avoir une masse de l'ordre de la tonne.
La formation de la naine blanche interrompt brutalement l'effondrement de l'étoile et provoque des ondes de choc qui
vont disloquer les couches externes et les repousser vers l'extérieur. Un spectacle magnifique apparaît, appelé une nébuleuse
planétaire (qui n'a évidemment rien à voir avec une planète).
Nébuleuse N 70 - Cliquez pour agrandir.
Les étoiles massives
Pour les étoiles plus massives, capable d'atteindre des températures supérieures, un scénario similaire au passage de
la fusion de l'hydrogène à celle de l'hélium va se répéter, avec à chaque fois augmentation de la température centrale,
mise en place d'un nouveau type de réaction nucléaire et création d'éléments nouveaux. On verra ainsi apparaître successivement
l'oxygène, le néon, le magnésium, le silicium et le fer.
L'étoile finit par contenir une succession de coquilles où se déroulent des réactions différentes, ce que les astronomes
décrivent par le terme de structure en pelures d'oignon. De leur côté, les couches externes continuent à s'étendre de
plus en plus et l'étoile devient une supergéante rouge.
Les étoiles à neutrons
Lorsque le coeur de l'étoile est composé de fer, le scénario précédent ne peut plus se répéter. Les noyaux de fer sont
en effet des ensembles très stables et incapables de fusionner pour produire d'autres éléments. Une étoile qui atteint
ce stade ne pourra donc plus se servir des réactions nucléaires pour résister à la gravité, et cette dernière l'emporte
une fois de plus.
Comme la masse en jeu est plus élevée que pour une naine blanche, l'effondrement final va encore plus loin. Il ne s'arrête
que lorsque la matière du coeur se transforme complètement en neutrons. Apparaît alors un corps encore plus dense qu'une
naine blanche, une étoile à neutrons, dont un centimètre cube équivaut à 100 millions de tonnes, et qui résiste à la gravité
grâce à la pression de dégénérescence des neutrons.
Supernova de Kepler - Cliquez pour agrandir.
Les supernovae
C'est lors de l'effondrement final des étoiles massives que la nucléosynthèse atteint finalement les éléments plus lourds
que le fer. La formation de l'étoile à neutrons met fin de façon instantanée à l'effondrement. Cet arrêt brutal donne
naissance à des ondes de chocs qui se propagent vers l'extérieur et engendre un véritable cataclysme dans le reste de
l'étoile. Celle-ci va littéralement exploser et se mettre à briller autant que toute une galaxie : une supernova vient
d'apparaître.
Lors de l'explosion de la supernova, la température atteint des valeurs extrêmes et d'importantes quantités de neutrons
balayent les couches de l'étoile. Ces conditions sont idéales pour la mise en place d'un processus appelé l'addition de
neutrons. Ces derniers sont absorbés par certains noyaux et donnent naissance à des éléments encore plus lourds que le
fer. Apparaissent ainsi pour la première fois des noyaux tels que l'or, l'argent, le plomb ou l'uranium.
Notons encore, pour être complet, que dans le cas des étoiles les plus massives, même la pression de dégénérescence des
neutrons est impuissante à empêcher l'effondrement final. Le résidu stellaire devient alors tellement compact qu'il est
capable de capturer les rayons lumineux qui passent à proximité : il devient un trou noir.
