L'ÉVOLUTION STELLAIRE

Texte d'un cours présenté à l'Université d'été d'astronomie à Gap, 19-28 Août 1990
 
par C.Waelkens
Astronomisch Instituut Katholieke Universiteit Leuwen

Pendant le vingtième siècle, l'astronomie est de plus en plus devenue astrophysique. Les astronomes se sont rendu compte que la même physique que nous avons apprise à connaître en laboratoire, peut guider à comprendre ce qui se passe dans l'univers qui nous entoure. Ceci est une véritable révolution. D'une vue du monde où les péripéties terrestres se passent sous une voûte céleste apparemment immuable, nous sommes arrivés à une vue d'ensemble où l'évolution sur Terre fait partie de l'évolution de tout le cosmos.

Si nos connaissances de l'évolution de l'Univers dans sa totalité et des grandes structures (galaxies, amas de galaxies) qui le composent sont parfois encore assez rudimentaires, il semble que nous sommes arrivés déjà fort loin dans notre compréhension de la structure et de l'évolution des étoiles. Ceci est dû en grande partie au fait que les moyens observationnels qui sont à notre disposition nous permettent d'étudier en détail l'information - sous forme de rayonnement électromagnétique - que les étoiles nous font parvenir. Nous pouvons observer l'évolution stellaire près de chez nous, à l'intérieur de notre propre galaxie. Sans doute les grands télescopes actuellement en construction aideront-ils à augmenter de façon significative nos connaissances sur les lointaines galaxies et sur les profondeurs, dans l'espace et dans le temps, de notre univers tout entier.

Dans cet article, nous nous proposons de présenter l'état de nos connaissances sur l'évolution stellaire, à partir d'une part d'observations d'étoiles et d'autre part des acquis de la physique contemporaine.

Qu'est-ce qu'une étoile ?

Le Soleil et la Terre sont des objets à symétrie sphérique. Ces corps célestes doivent cette structure à la gravitation qu'ils exercent sur eux-mêmes. En effet la sphère est la surface d'équilibre sur laquelle la gravité est la même partout. La question se pose alors pourquoi ces corps autogravitants ne s'effondrent pas sur eux-mêmes. La réponse est que la force de gravité est compensée par une force vers l'extérieur, sous la forme d'une décroissance ( gradient ) de la pression du centre à la surface.

La pression à l'intérieur d'une planète est reliée à la rigidité des métaux et des rocs (ou des fluides) qui la composent : la structure métallique du noyau de la Terre est assez forte pour soutenir les couches supérieures. Mais si la Terre était dix fois plus grande pour une même densité, alors sa masse et donc sa gravité serait mille fois supérieure, tandis que la force de pression, qui est proportionnelle à la surface n'augmenterait que d'un facteur cent. On imagine donc aisément que, pour un mécanisme de pression donné, il existe une masse au-delà de la quelle l'effondrement gravitationnel ne peut plus être évité. La masse limite d'une planète est de l'ordre de quelques milliers de fois la masse de la Terre.

Dans des corps plus massifs la densité et la température centrales deviennent telles que la matière n'existe qu'à l'état gazeux. Ceci est donc le cas pour les étoiles.

Le gaz qui compose une étoile peut très bien être considéré comme un gaz parfait, pour lequel la pression est proportionnelle à la température. Pour que la gravité soit vaincue, il faut que la pression soit la plus grande à l'intérieur et donc que la température centrale soit élevée. C'est ce qui arrive à un gaz s'effondrant sur lui-même : la chaleur produite ainsi contribue à ralentir l'effondrement, mais dans la mesure où une partie est perdue en rayonnement, elle ne peut pas arrêter la contraction de l'étoile.

L'équilibre sera enfin (mais pas définitivement, comme nous allons le voir) trouvé au moment où la température centrale est assez élevée pour qu'une autre source d'énergie devienne disponible, l'énergie de fusion nucléaire.

Nous pouvons donc définir une étoile comme un système autogravitant, qui est soutenu par un gradient de pression, qui résulte d'un gradient de température causé par une source d'énergie nucléaire à l'intérieur. Pour le mathématicien, c'est un système de plusieurs équations différentielles couplées, et l'évolution stellaire est l'intégration (numérique) dans le temps de ce système...; nous essayerons de comprendre la physique qui guide cette évolution.

La formation stellaire

Une chose est de dire que la physique nous aide à comprendre quelle est la structure des étoiles, une autre est d'expliquer pourquoi une grande partie de la masse de l'univers semble répartie dans des étoiles. Il semble que ce n'est pas une simple coïncidence.

Les grandes structures ne sont pas nées avec l'univers, mais se sont formées plus tard, quand l'univers est devenu assez froid pour que des sous-structures puissent se développer. Dans l'univers chaud des premières centaines de milliers d'années après le Big Bang , la pression était assez importante pour empêcher l'effondrement gravitationnel : aussi longtemps que la température de l'univers était assez élevée pour que la matière restât ionisée, l'interaction du rayonnement avec la matière empêchait des structures de se développer, mais une fois la matière devenue neutre, celle-ci devenait essentiellement transparente et le rayonnement ne pouvait plus rien pour contrer l'effondrement gravitationnel de certaines parties de l'univers plus denses que d'autres.

On ne sait pas bien encore comment les premières grandes structures se sont formées, mais il est certain qu'elles étaient beaucoup plus grandes que les étoiles. En effet, dans des circonstances de pression et de densité données, seules les structures ayant une étendue et donc une masse au-delà d'une certaine limite, nommée masse de Jeans, peuvent se développer. La raison est à nouveau que la force de gravité totale est proportionnelle au cube de la dimension et la force de pression totale seulement au carré. On peut aussi comprendre que cette masse de Jeans sera d'autant plus grande que la pression est grande et que la densité est faible. La relation de proportionnalité exacte entre la masse de Jeans MJ, la pression P et la densité r est

MJ ~ P3/2 r-2

Une fois l'effondrement d'un nuage amorcé, la densité augmente, et on pourrait s'attendre à ce que la pression fasse de même, puisque la température devrait croître. En réalité, au début la pression augmente peu : la densité du milieu est tellement faible que l'énergie thermique formée créée par la contraction est rayonnée de façon très efficace. Pendant l'effondrement la masse de Jeans diminue donc, et des fluctuations plus petites, qui jusqu'alors ne pouvaient pas se développer, deviennent à leur tour gravitationnellement instables. Ce qui plus est, l'effondrement de ces sous-structures se passe plus vite que celle de la structure -mère, à cause de leurs dimensions plus restreintes. Avec l'effondrement, la masse de Jeans diminue encore et le processus se répète. C'est ce qu'on appelle la fragmentation hiérarchique du nuage. La fragmentation finit par s'arrêter quand le milieu est devenu tellement dense qu'il n'est plus transparent pour le rayonnement thermique créé par la contraction. Les fragments formés alors pourront amorcer la contraction plus lente qui les conduira à devenir des étoiles. Il se trouve que les masses proto-stellaires qu'on peut estimer à partir de la théorie de la fragmentation hiérarchique sont précisément de l'ordre de grandeur des masses stellaires observées. Nous pouvons donc conclure qu'il n'est pas anormal que les étoiles existent...

Ce bref aperçu pourrait donner l'impression que la formation stellaire ne s'est produite qu'au début de l'histoire de notre galaxie. Il n'en est rien, et nous pouvons observer à ce jour de grands nuages moléculaires dans lesquels de nouvelles étoiles sont formées.

Les réactions nucléaires.

Rappelons brièvement la structure d'un atome. Il est formé par un noyau, constitué de protons (charge électrique positive) et de neutrons (neutres), et d'un nuage d'électrons (charge électrique négative). Comme il y a autant de protons que d'électrons, la charge totale est nulle. Dans des conditions de haute énergie un atome peut perdre des électrons ; il est alors ionisé.

La force électrique entre les protons est répulsive. C'est l'interaction forte nucléaire qui maintient les protons ensemble dans le noyau.
Toutefois, un noyau formé seulement de protons ne peut pas exister : il faut des neutrons, qui connaissent aussi l'attraction nucléaire mais qui, étant électriquement neutres, ne participent pas à la répulsion électrostatique, pour coller le noyau. L'interaction nucléaire ne porte que sur de très courtes distances, tandis que l'interaction électrostatique est ressentie plus loin. Plus un noyau est grand, plus il devient difficile d'arranger les protons près l'un de l'autre : la répulsion électrostatique risque alors de l'emporter et il faut de plus en plus de neutrons pour coller le noyau.
Les noyaux d'éléments lourds contiennent plus de neutrons que de protons.

La masse totale d'un noyau n'est pas égale à la somme des masses de ses constituants. En effet, l'énergie qui lie les nucléons (protons + neutrons) peut être considérée comme une masse. On constate par exemple que la masse d'un noyau d'hélium est plus petite que la somme des masses des protons et neutrons qui le composent. Si on arrive à fusionner deux protons et deux neutrons en un noyau d'hélium, une certaine masse Dm est libérée ; cette masse correspond à une énergie

DE = Dm.c2,

selon la célèbre formule d'Einstein.

Sur la figure 1 on voit la masse par nucléon d'un atome (la masse totale divisée par le nombre de masse A) en fonction du nombre de masse. On constate que cette masse par nucléon décroît pour des éléments plus légers que le fer (A = 56) et remonte au-delà. En fusionnant des éléments légers, on obtient donc de l'énergie : c'est la fusion nucléaire. Pour des éléments plus lourds, il faut casser les atomes pour produire de l'énergie : c'est la fission nucléaire. Sur Terre il est très difficile d'obtenir une production d'énergie avec la fusion. En effet il faut de très hautes énergies pour que deux noyaux rentrent en collision, puisque d'abord il faut que l'atome soit ionisé et ensuite que la force de répulsion électrostatique soit vaincue. La source d'énergie dans nos centrales nucléaires est la fission : il est plus facile pour l'homme de casser que de construire...


Fig 1 : Masse par nucléon d'un atome en fonction du nombre de masse A

La fusion d'hydrogène dans les étoiles.

Revenons à notre nuage protostellaire qui se contracte. A un certain moment la température centrale est assez élevée (de l'ordre de 10 millions de degrés) pour qu'une première réaction de fusion puisse opérer. Celle-ci met en jeu les noyaux pour lesquels la force répulsive (proportionnelle au produit des charges) est la plus petite. C'est donc la fusion d'hydrogène en hélium. Bien entendu, il est très improbable que deux protons et deux neutrons se rencontrent d'un coup, et la fusion se fait selon une chaîne de réactions. Un exemple est la chaîne proton-proton .

p + p 2H + e+ + n

2H + p 3He +g

puis: 3He + 3He 4He + p + p + g (75%)

ou d'autres voies (25%)

Deux protons vont donc d'abord former un noyau de deutérium (un proton et un neutron), le diproton ou hélium-deux (2He) n'existant pas ; dans cette réaction un électron positif (positron e+) et un neutrino n seront aussi produits. Puis sera formé de l'hélium-3 et enfin l'hélium-4. On voit que la chaîne utilise six protons pour créer un noyau d'hélium et deux protons. La plus grande partie de l'énergie libérée dans la chaîne le sera sous forme de rayonnement, qu'on peut considérer comme des particules dits photons , symbolisés par g.

On voit sur la figure 1 que la pente de la courbe est la plus grande pour les petites masses. Cela implique que le bilan énergétique de la fusion de l'hydrogène est très bon : environ 0.7% de la masse est convertie en énergie.
La phase de combustion de l'hydrogène d'une étoile n'est donc pas seulement la première dans sa vie, c'est aussi celle qui produit le plus d'énergie.
Une étoile peut donc pendant relativement longtemps compenser sa gravitation par la pression qui est produite par la fusion d'hydrogène dans son intérieur. Cette phase tranquille dans l'évolution d'une étoile est appelée le stade de la séquence principale.

Le diagramme Hertzsprung-Russel (Diagramme HR)

Les astronomes avaient introduit la notion d'une séquence principale bien avant qu'ils ne connaissent la source de l'énergie stellaire. Au début du siècle, Hertzsprung et Russel avaient constitué un diagramme sur lequel ils montraient la magnitude absolue d'une étoile (c'est à dire un paramètre qui décrit sa luminosité totale, l'énergie rayonnée par unité de temps) en fonction du type spectral (un paramètre qui décrit la température des couches extérieures : une étoile chaude est bleue, une étoile froide est rouge). Ce diagramme est montré sur la figure 2.


Fig 2 : Le diagramme de Hertzsprung-Russel

On voit sur la figure que les étoiles ne sont pas distribuées de façon aléatoire dans ce diagramme. La plupart des étoiles se trouvent en effet sur la séquence principale, qui s'étend des étoiles lumineuses et chaudes vers les étoiles faibles et froides. Mais on remarque qu'il existe aussi d'autres étoiles. Il y en a d'abord qui sont lumineuses et froides ; puisque la brillance par unité de surface croît (fortement) avec la température, il faut que ces étoiles soient très grandes pour être aussi brillantes : on les appelle donc des géantes rouges. On observe aussi des objets assez chauds mais intrinsèquement faibles : ce sont les naines blanches.

En ayant identifié la séquence principale avec la phase de combustion de l'hydrogène, nous pouvons expliquer pourquoi la plupart des étoiles s'y trouvent. Comme nous l'avons vu, cette phase de production d'énergie est celle qui dure le plus longtemps. Mais il y a aussi le fait que l'univers est encore assez jeune en termes de temps caractéristiques de l'évolution stellaire. On peut s'imaginer que dans un très lointain avenir toutes les étoiles auront quitter la séquence principale, mais qu'il n'y aura plus d'observateur pour le raconter...

Regardons de plus près la séquence principale. Nous voyons que c'est vraiment une séquence et pas un point. En plus il y a une très grande différence de luminosité entre une étoile froide et une étoile chaude : en augmentant la température d'un facteur dix, on augmente la luminosité de six ordres de grandeur ! C'est que toutes les étoiles n'ont pas la même masse, et que la production d'énergie dépend très critiquement de la masse. Si la masse est plus grande, la pression qui compense la gravitation doit l'être aussi, et donc aussi la température centrale. Or il se trouve que la production d'énergie nucléaire augmente très vite avec la température. La luminosité de l'étoile croît avec la masse élevée à un exposant de l'ordre de 3 à 4 !

Un corollaire intéressant de cette relation masse-luminosité est que les étoiles de grande masse évoluent beaucoup plus vite que celles de petite masse, le combustible disponible étant proportionnel à la masse. Pour une étoile comme le Soleil, la séquence principale dure environ 10 milliards d'années, mais pour une étoile plus massive, cela se termine déjà après 20 millions d'années. Ne nous plaignons donc pas que le Soleil soit une étoile plutôt modeste. Elle est assez grande pour produire suffisamment d'énergie pour nous éclairer et nous chauffer et assez économique avec son combustible pour que la Vie sur Terre ait eu le temps de se développer.

Evolution d'une étoile de faible masse .

Les étoiles n'ont pas la vie éternelle, puisque leurs réservoirs d' énergie sont limités, et une fois la séquence principale terminée les problèmes de vieillesse vont s'annoncer. Pour décrire l'évolution ultérieure des étoiles, il est utile de faire une distinction entre étoiles de faible et de grande masse ; nous préciserons plus loin où se situe la limite. Considérons d'abord les étoiles de faible masse, dont le Soleil fait partie.

Déjà pendant la séquence principale, la luminosité et la température ne restent pas tout à fait constantes. Les réactions nucléaires se produisent de plus en plus loin du centre, où plus de combustible est disponible et cela conduit à une augmentation lente de la température et de la luminosité : dans le diagramme HR sur la figure 3, l'étoile évolue du point 1 au point 2. Il est d'ailleurs remarquable que la biosphère terrestre s'est bien adaptée à cette situation changeante : si le Soleil était maintenant aussi froid qu'il l'a été il y a 4 milliards d'années, les océans gèleraient et la Vie ne serait plus possible. Sans doute l'effet de serre de notre atmosphère était-il plus important par le passé, et s'est-il adapté doucement.


Fig 3 : Etapes dans l'évolution d'une étoile de faible masse

Les problèmes sérieux commencent quand tout l'hydrogène dans le noyau stellaire est consommé. Alors une nouvelle phase de contraction y commence, qui conduit à une augmentation de la température dans les couches internes telle que finalement la combustion de l'hydrogène peut commencer dans une coquille autour du noyau. Alors l'étoile aura du mal à trouver sa structure d'équilibre. Pour une raison (ou une combinaison de raisons) qui n'est pas tout à fait claire, les couches extérieures commencent à gonfler : l'étoile grossit considérablement à luminosité à peu près constante et finit par trouver un nouvel équilibre comme une géante rouge (le point 3 sur la figure). C'est un phénomène assez étonnant : les observations nous prouvent clairement que l'évolution vers le stade de géante rouge opère, et l'intégration numérique des équations qui gouvernent la structure stellaire reproduit bien cette évolution, et pourtant il n'est pas possible d'en nommer la cause avec exactitude. Sans doute s'agit-il d'une combinaison subtile de plusieurs effets, mais l'importance relative de ces effets reste matière à discussion entre spécialistes.

Une fois l'étoile arrivée sur la séquence des géantes rouges, la luminosité croît lentement au fur et à mesure que la coquille où se produisent les réactions nucléaires grandit en masse. Il y a alors un contraste de densité de plus en plus grand entre l'intérieur et les couches extérieures (l'enveloppe) de l'étoile. Le noyau, essentiellement formé d'hélium, et la coquille occupent un volume très petit et l'enveloppe est très diluée. Le Soleil devenu géante rouge, son enveloppe définira par englober l'orbite de Mercure.

Au fur et à mesure que le noyau d'hélium se contracte, il se réchauffe, pour finalement atteindre le moment où la combustion de l'hélium peut s'amorcer et qu'une nouvelle source d'énergie devient donc opérationnelle. L'étoile est alors arrivée au point 4 de la figure 3. La première réaction est :

4He + 4He 8Be

Il se trouve que le béryllium-8 n'est pas un élément stable. Pour que la fusion d'hélium soit efficace, il faut que pendant la très courte durée de vie de cet atome de béryllium une nouvelle réaction avec un atome d'hélium se produise, pour enfin produire l'élément stable qu'est le carbone-12 ; après, ce carbone pourra éventuellement, avec un autre atome d'hélium, former de l'oxygène-16. On a pendant un temps douté que cette séquence de réactions nucléaires puisse opérer, parce qu'il apparaissait que la durée de vie du béryllium était trop petite pour que la fusion du carbone soit probable. Or, et ce sur suggestion d'un astronome, on a trouvé en laboratoire qu'un noyau de carbone possède un état excité tel que la fusion de carbone est en réalité beaucoup plus rapide qu'on le croyait. A partir de l'idée d'un astronome que la fusion de carbone doit pouvoir se faire dans les étoiles, on a donc pu anticiper une découverte en physique nucléaire !

Pour bien comprendre la physique du noyau très dense d'une géante rouge, il nous faut introduire un nouveau concept, celui de la dégénérescence quantique. La mécanique quantique nous apprend qu'une particule comme un électron ne peut pas avoir n'importe quelle énergie dans un système donné : elle doit occuper un état bien défini. C'est un peu comme dans un auditoire où des gens civilisés ne s'installent pas n'importe où, mais seulement là où il y a une chaise. Le principe de Pauli nous apprend que deux électrons différents ne peuvent pas occuper les mêmes états. Quand il y a beaucoup de particules dans un volume restreint, il se peut donc que tous les états peu énergétiques soient occupés et que forcément certaines particules atteignent de hautes énergies. La dégénérescence produit ainsi une certaine pression :
on ne rentre pas facilement dans un auditoire où toutes les chaises sont prises...

Un diagramme très utile est celui montré sur la figure 4. Il montre la relation entre la pression et la température au centre d'une étoile pour plusieurs tracés évolutifs correspondant à des masses stellaires différentes. On voit aussi la ligne de démarcation entre les situations où le milieu est dégénéré ou pas. A température constante, la dégénérescence intervient au-delà d'une certaine densité critique, ce qui s'explique bien avec ce que nous avons énoncé plus haut. Aussi, à densité constante, la dégénérescence intervient en-dessous d'une certaine température : en effet, à température plus basse, il y a moins d'états énergétiques disponibles.


Fig 4 : La relation entre la température et la densité centrale
pendant l'évolution d'étoiles de masses différentes

On remarque sur la figure 4 que le gaz est non-dégénéré pendant l' évolution sur la séquence principale d'une étoile et que cette situation perdure pour les étoiles plus massives que huit masses solaires. Par contre, les étoiles moins massives passent par un stade de dégénérescence en leur centre. Cette différence a des conséquences très importantes, assez importantes pour faire de 8 masses solaires la limite entre étoiles de faible masse et étoiles massives .

La dégénérescence du gaz d'électrons est importante pour deux raisons. D'une part, elle produit une pression, qui contribue à soutenir l'étoile contre sa gravité. En fait, en extrapolant un peu sur la figure 4, on voit que pour des masses plus petites qu'environ 0.08 masse solaire, la pression électronique suffit déjà pour soutenir un objet autogravitant avant que la température centrale soit aussi importante que des réactions nucléaires soient amorcées. Puisque l'objet aura ainsi résolu son problème de compenser la gravitation, il n'aura même pas besoin de produire de l'énergie nucléaire et donc ne deviendra jamais une étoile. On appelle ce genre d'objets, qui sont à cheval entre les étoiles et les planètes, mais qui restent hypothétiques, car pas encore observés avec certitude, des naines brunes .

Revenons à note définition, qui disait que tout ce qu'une étoile entreprend est destiné à compenser son autogravitation. De ce point de vue, on pourrait se dire que toute la séquence principale est du temps perdu, puisque la dégénérescence offre un équilibre tout à fait stable et sans dépense énergétique ! C'est donc grâce au fait que pour des masses assez importantes l'évolution vers la dégénérescence passe par des températures où les réactions nucléaires interviennent, que nous pouvons exister !
Toutefois, comme les autres mécanismes de pression, la pression électronique d'un gaz dégénéré n'a pas réponse à tout et n'arrive à contrecarrer la gravité qu'aussi longtemps qu'une certaine masse critique n'est pas dépassée. Dans ce cas-ci, cette masse-limite est de l'ordre de 1.4 masses solaires, la masse de Chandrasekhar .

Le deuxième aspect important de la dégénérescence du milieu stellaire est d'une toute autre nature. Jusqu'ici, nous ne nous sommes pas encore posé la question, comment les réactions nucléaires peuvent se passer tranquillement et ne s'emballent pas de telle façon que l'étoile devienne une gigantesque bombe. Sur la séquence principale, la raison pour laquelle les réactions nucléaires sont stables, est que le gaz est un gaz parfait. Si le taux de réaction augmentait, la température suivrait et avec elle la pression, qui ferait se dilater la zone où se passent les réactions ; ainsi la densité diminuerait, et le taux de réactions tomberait à nouveau. Des réactions nucléaires dans un gaz parfait sont donc stables. Il n'en est rien par contre dans un gaz dégénéré : la pression n'y dépend pas de la température et une augmentation de celle-ci ne conduit pas à une expansion du gaz dégénéré ; à température plus élevée et même densité, le taux de réactions nucléaires augmente, faisant encore monter la température...

Ainsi, si l'hélium est allumé en milieu dégénéré, les réactions s' emballent (on appelle cela le flash d'hélium ). Pourtant, l'étoile arrive à sortir de ce passage difficile sans grand dommage. En effet, comme on peut le voir sur la figure 4, avec la croissance de la température finalement la dégénérescence est levée, le gaz redevient un gaz parfait, et la stabilité est assurée de nouveau. Mais si d'aventure le noyau carbone-oxygène, qui est le produit de la combustion d'hélium, devait être allumé en milieu dégénéré, cela tournerait mal : on calcule que cette détonation du carbone conduirait à une catastrophe qui ferait éclater l'étoile.

Deux menaces guettent donc notre étoile. Comment survivra-t-elle à l'implosion gravitationnelle une fois que la masse de son noyau dépassera la limite de Chandrasekhar ? Pourra-t-elle éviter la destruction totale par détonation de carbone ?

A la fin de l'évolution d'une géante rouge, un autre phénomène important intervient : la perte de masse. La gravité à l'extérieur de l'enveloppe ténue d'une géante rouge est très faible et des phénomènes turbulents dans l'enveloppe peuvent suffire pour que l'étoile commence à perdre de la masse.
Une fois la perte de masse amorcée, la gravité diminue et le processus s'accélère. Ce qui se passe exactement alors n'est pas parfaitement compris.
On pense que les pulsations que les étoiles subissent alors contribuent à la perte de masse, ainsi que la formation de molécules et de poussières dans les atmosphères froides de ces étoiles. Toujours est-il qu'apparemment, les géantes rouges perdent des masses considérables, au point que les catastrophes citées plus haut n'interviennent finalement pas.

Pendant la phase de combustion d'hélium, des étoiles bien plus massives que le soleil ont un noyau dont la masse est inférieure à la limite de Chandrasekhar. Pour une étoile de masse solaire, le noyau stellaire où se passe la combustion d'hélium contient environ 55% de la masse de l'étoile ; une étoile de sept masses solaires a un noyau d'environ 1.2 masse solaire.
Or les observations suggèrent maintenant que les étoiles de masse initiale jusqu'à huit masses solaires perdent toute leur enveloppe pendant la phase de combustion d'hélium en leur centre. Ne survit alors qu'un reste stellaire ayant une masse inférieure à la masse de Chandrasekhar. La pression électronique seule suffira pour soutenir l'étoile et la température ne montera jamais au niveau nécessaire pour allumer le carbone.

Une étoile débarrassée du poids de son enveloppe, la production d'énergie nucléaire ne dure plus longtemps. D'abord l'éjection de l'enveloppe nous dévoile le noyau qui pendant quelques milliers d'années est visible comme un petit objet très chaud ; son rayonnement ultraviolet est alors tellement intense que l'enveloppe fraîchement éjectée est ionisée et est visible comme une nébuleuse (on appelle ce genre de nébuleuse, un peu maladroitement, des nébuleuses planétaires ). Puis l'objet, qui, ne produisant plus d'énergie, ne satisfait plus à notre définition d'étoile , se refroidit progressivement pour devenir une naine blanche (sa taille est alors de l'ordre de celle de la Terre) et doucement disparaître du firmament.

L'évolution des étoiles massives.

La figure 4 nous apprend que pendant toute l'évolution des étoiles plus massives que 8 masses solaires, les réactions nucléaires se passent dans un milieu non dégénéré. D'une part, la combustion se passera donc sans épisodes catastrophiques, mais d'autre part il n'y aura pas d'électrons dégénérés pour contribuer à la pression. L'étoile n'a pas alors d'autre choix que de continuer à produire de l'énergie par fusion nucléaire. Ainsi à la combustion d'hydrogène succédera celle de l'hélium, puis le carbone sera fusionné en magnésium-24,...

Il est clair que les réactions nucléaires ne pourront pas éternellement produire la pression nécessaire dans ces étoiles. Une fois le fer-56 synthétisé dans la réaction

28Si + 28Si 56Fe

c'en sera fini avec les possibilités de produire de l'énergie par fusion. En plus, les différentes phases de combustion se succéderont de plus en plus rapidement, pour deux raisons. D'abord, nous voyons sur la figure 1 que la pente diminue quand on se rapproche du fer ; donc, de moins en moins d'énergie sera produite par la réaction et il faudra de plus en plus de réactions par unité de temps pour assouvir les besoins de l'étoile. Puis, les réactions se produiront chaque fois à des températures plus hautes, et ainsi une fraction chaque fois grandissante de l'énergie sera évacuée par des neutrinos ; celles-ci sont des particules qui n'interagissent pratiquement pas avec la matière et qui donc ne contribuent point à la pression. Pour produire quand même la pression nécessaire pour contrer son autogravitation, l'étoile devra donc produire de plus en plus d'énergie ! La durée de la phase de synthèse du fer à partir de silicium ne sera que de l'ordre de quelques jours !

L'évolution d'une telle étoile massive conduira finalement à une explosion de supernova du type II . Le noyau de fer soumis à sa propre gravitation contracte, n'allume plus de réactions, et arrive à une densité telle que ses électrons forment un gaz dégénéré. Mais sa masse atteint assez vite la limite de Chandrasekhar, et l'implosion devient inévitable. Pendant cet effondrement beaucoup d'énergie potentielle gravitationnelle est libérée. Cette énergie sert en partie à défaire les atomes de fer (ils sont photodissociés ), ce qui accélère encore le processus d'implosion puisque la photodissociation enlève de l'énergie au milieu. Pourtant, deux facteurs peuvent arrêter l'effondrement : d'une part la matière devient tellement dense qu'elle n'est plus transparente aux neutrinos, et d'autre part les électrons et protons se rentrent dedans et forment des neutrons ; l'état de la matière est alors devenu un gaz dégénéré de neutrons, et celui-ci peut soutenir son propre poids jusqu'à environ deux masses solaires. On assiste alors à la formation d'une étoile à neutrons .

L'implosion du noyau de fer jusqu'à la formation d'une étoile à neutrons ne dure qu'une milliseconde ! Le nouvel équilibre se crée de façon assez brutale. Le rebond produit une onde de choc qui se propage vers l'extérieur de l'étoile. Il se peut que cette onde de choc l'emporte sur le mouvement inverse qui fait s'écrouler sur le noyau les couches de l'étoile qui entourent le noyau. Dans ce cas-là, ces couches qui forment des coquilles de composition chaque fois différente, correspondant à des phases successives de combustion nucléaire, sont éjectées dans l'espace et une partie de l'énergie libérée parvient à l'extérieur. C'est l'explosion de supernova.

On peut s'imaginer que, pour des étoiles très massives, l'onde de choc soit trop faible pour souffler les couches extérieures et que tout s'écroule. Alors même la pression des neutrons ne peut plus suffire pour contrebalancer la gravitation et l'effondrement est total, tel que la lumière n'arrive plus à sortir. Ce scénario ultime de l'écroulement gravitationnel conduit alors à un trou noir.

L'énergie gigantesque libérée dans une supernova de type II est donc à l'origine de source gravitationnelle : elle est produite par l'implosion de l'étoile sur elle-même. Une grande partie (de l'ordre de 99%) de cette énergie est libérée sous forme de neutrinos. De ce qui reste, une fraction est convertie en l'énergie mécanique nécessaire pour souffler l'enveloppe de l'étoile. Cette énergie mécanique dépend de la structure et du poids de l'enveloppe et peut bien différer d'une supernova à une autre. Par conséquent, il est difficile de prédire l'énergie qui peut encore être convertie en la luminosité d'une super nova de type II. Ainsi, la fameuse supernova 1987A dans le grand nuage de Magellan a-t-elle explosé dans une étoile assez dense, où il a fallu relativement beaucoup d'énergie mécanique pour souffler l'enveloppe :
l'étoile n'est donc pas devenue aussi brillante qu'on pouvait espérer.

La nucléosynthèse dans les étoiles.

L'astrophysique moderne nous a apporté un certain nombre de connaissances qui sortent du contexte spécifique de cette science et qui devraient faire partie de la culture générale de chacun. Parmi celles-ci la notion d'expansion de l'univers et aussi l'explication de l'origine des éléments chimiques.

Sur la figure 5 nous voyons ce qu'on appelle l'abondance des éléments, c'est à dire la fraction relative dans laquelle les différents éléments de la Table de Mendeleev sont présents dans la nature?. Nous remarquons d'abord qu'environ 98% (en masse) des éléments sont sous forme d'hydrogène (72%) et d'hélium (26%). Ces chiffres sont très bien expliqués par les théories cosmologiques : la matière est émergée sous forme de protons et de neutrons de la première seconde de l'univers et à peu près tous les neutrons se sont alliés à des protons pour former des atomes d'hélium. Cette nucléosynthèse primordiale s'est arrêtée très tôt, quand la densité de l'univers devenait trop faible pour permettre de nouvelles réactions.

Ce sont les deux pour cent d'éléments plus lourds qui nous intéressent ici, puisque l'existence de ces éléments peut être expliquée à partir de la théorie de la nucléosynthèse à l'intérieur des étoiles. En fait, par des explosions de supernovæ et aussi pendant les phases ultimes des étoiles de faible masse, une partie des produits de cette nucléosynthèse est restituée au milieu interstellaire. Chaque génération d'étoiles est ainsi engendrée par un milieu enrichi chimiquement par les générations précédentes. Sur la figure 5 nous remarquons que :

(1) l'abondance des éléments décroît grossièrement avec le nombre de masse A ;
(2) il y a une certaine prépondérance des éléments dont le nombre de masse est un multiple de 4, c'est - à - dire l'hélium, le carbone, l'oxygène, le néon, le magnésium,...
(3) il y a un maximum local autour du fer ( le pic du fer ) ;
(4) au-delà du fer, il y a encore des éléments, et là aussi il y a quelques maxima locaux.

Avec ce que nous avons vu plus haut nous pouvons expliquer les points (1) et (2). Il est assez compréhensible qu'il y a plus d 'éléments légers, puisque ceux-ci sont formés les premiers. Les noyaux d'hélium sont le matériel de base des réactions de fusion dans les étoiles évoluées et il est donc normal que les produits ont le plus souvent des nombres de masse multiples de quatre. Les autres éléments sont formés à des abondances moins importantes dans les multiples autres réactions qui surviennent dans ces étoiles.

Pour comprendre les points (3) et (4) il faut quelques explications supplémentaires. On ne s'attend pas à ce qu'une explosion de supernova telle que nous l'avons décrite produise du fer, puisque le fer est seulement produit dans le noyau qui justement implose et est photodissocié. Un nouveau concept qu'il faut introduire est la nucléosynthèse explosive. L'onde de choc dans une supernova chauffe la matière dans l'enveloppe d'une façon telle que des réactions nucléaires en chaîne peuvent se produire ; tous les éléments jusqu'au fer sont alors produits dans des proportions différentes.

L'explosion d'une supernova n'est pas précisément une situation d'équilibre et l'énergie gigantesque libérée alors conduit aussi à des réactions nucléaires qui consomment de l'énergie au lieu d'en produire ; ainsi les éléments stables plus lourds que le fer sont aussi synthétisés. Décrire toutes ces réactions en détail n'est pas simple ; il nous suffit ici de dire que la théorie de la nucléosynthèse explosive parvient à expliquer beaucoup de détails de la figure 5, où on voit qu'au-delà du fer il y a certaines bosses caractéristiques .

Pourtant, les supernovæ du type II ne suffisent pas à expliquer le pic du fer. La supernova 1987A a produit plus d'une masse solaire d'oxygène, mais seulement environ 0.07 masse solaire de fer. Par contre, il existe un autre type de supernova, où les éléments du pic du fer sont produits abondamment : les supernovae du type I.
Elles ont une origine bien différente des types II.
Imaginons une naine blanche dans un système binaire où le compagnon est assez proche. Au cours de son évolution, ce compagnon grossit et à partir d'un certain moment commence à transférer de la matière sur la naine blanche.
Finalement, il se peut ainsi que la naine blanche, qui croyait avoir définitivement résolu le problème de son autogravitation, finalement transgresse la limite de Chandrasekhar. C'est alors l'effondrement brutal et inévitable, l'échauffement de l'intérieur allume le carbone en milieu dégénéré et c'est la déflagration du carbone , une explosion nucléaire qui probablement conduit à l'éclatement total.

Les progéniteurs des supernova du type I sont donc des étoiles de masse initiale assez faible. L'énergie de l'explosion est d'origine nucléaire. Et dans cette explosion, la matière tend à son état d'énergie minimum, qui est celui d'un noyau de fer, l'élément le plus stable de la nature. Ce sont les supernova de ce type qui contribuent le plus à synthétiser les éléments du pic du fer.

L'âge des étoiles, l'âge de l'univers.

Les étoiles que nous observons ont chacune leur histoire et se trouvent à des distances très différentes de nous. On observe quand même des groupements physiques d'étoiles, les amas stellaires. Il s'agit alors d'étoiles qui sont nées dans un même nuage et qui ont fait chemin ensemble depuis. L'observation d'amas stellaires est très intéressante pour étudier l'évolution stellaire, parce que les étoiles d'un même amas ont le même âge et sont à la même distance : si l'une est plus brillante qu'une autre, on sait qu'il s'agit alors d'une différence de luminosité intrinsèque.

Sur la figure 6 nous montrons un diagramme magnitude-couleur d'un amas. C'est comme un diagramme HR, mais on met en évidence la magnitude apparente et non la magnitude absolue ; puisque toutes les étoiles sont à la même distance, la différence entre la magnitude apparente et la magnitude absolue est la même pour toutes les étoiles de l'amas, comme quoi on peut dire que la figure représente bien le diagramme HR de l'amas. On observe alors que les étoiles de l'amas définissent une ligne isochrone : à cause de la relation masse-luminosité et donc la variation très forte de la durée de vie de la séquence principale avec la masse de l'étoile ; on voit que les étoiles les plus faibles se trouvent encore sur la séquence d'âge zéro (en traits sur la figure), alors que les plus massives ont déjà quitté la séquence principale.

Plus un amas est vieux, plus faible intrinsèquement sont les étoiles qui ont déjà quitté la séquence principale. Ainsi, l'étude de diagrammes tels que la figure 6 est-elle un outil puissant pour estimer l'âge des étoiles et par conséquent une limite inférieure pour l'âge de l'univers. On trouve que les amas les plus vieux, les amas globulaires, ont des âges de l'ordre de 15 milliards d'années.


Fig 6 : diagramme magnitude-couleur d'amas d'étoiles

C. Waelkens
Astronomisch Instituut Katholieke Universiteit Leuven

Cahiers Clairaut N 59 Automne 1992

les Cahiers Clairaut N59-60 Automne 1992-Hiver 1992-93