La fin des étoiles


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).

N 70

Une image du VLT de la nébuleuse N 70, résidu d’une explosion de supernova. Ce type de nébuleuse ensemence le milieu interstellaire en éléments lourds qui produiront plus tard les planètes et la vie. Crédit : ESO/VLT

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.

La supernova de Kepler

Une image composite d’un résidu de supernova à partir d’images du télescope spatial (régions de gaz, en jaune) et des observatoires Chandra (en bleu et vert, gaz chaud observé dans les rayons X) et Spitzer (en rouge, particules de poussière observées dans l’infrarouge). L’explosion de cette supernova avait été observée par Johannes Kepler en 1604. Crédit : NASA/VLT

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.


Page mise à jour le 30 août 2017 par Olivier Esslinger