L'EVOLUTION DES ETOILES

Nous avons vu la définition du diagramme HR, diagramme luminosité - température (ou de manière équivalente magnitude absolue - couleur).

Nous savons également que les étoiles tirent principalement leur énergie de la fusion des atomes : fusion de l'hydrogène en hélium, fusion de l'hélium en carbone, etc. Notons cependant, qu'une étoile peut tirer une certaine quantité d'énergie de sa contraction : en s'effondrant sur elle-même. Nous verrons que ce deuxième type d'apport d'énergie sera utile pour comprendre l'évolution d'une étoile.

Essayons de reconstituer le cheminement d'un nuage d'hydrogène livré à lui-même. Au départ il sera froid. Dans le diagramme HR, le nuage sera en bas à droite. En se contractant du fait de la gravitation, le nuage va s'échauffer progressivement et va commencer à rayonner (tout corps chaud rayonne). Cette chaleur centrale ne suffira pas pour contrebalancer la gravitation. L'effondrement se poursuivra, la température augmentera. Notre nuage va monter dans le diagramme HR, en se déplaçant vers la gauche (de plus en plus lumineux et de plus en plus chaud).

Mais bientôt la température centrale sera assez élevée et les atomes d'hydrogène, animés de grandes vitesses d'agitation, pourront entrer en collision entre eux et fusionner en libérant une quantité gigantesque d'énergie.

La température va augmenter encore mais l'effondrement sera stoppé. Avant cela, tout le nuage était en contraction, il rayonnait sur une surface énorme ; il était assez lumineux. Mais maintenant que le cur produit assez d'énergie pour maintenir la partie externe en équilibre, seul le cur rayonnera. Paradoxalement, le nuage deviendra moins lumineux (retenez bien que la surface est prépondérante pour expliquer la luminosité). Cette perte de luminosité est relativement complexe. Néanmoins nous comprenons qu'au bout du compte, l'étoile sera formée. Le centre continuera sa fusion tandis que les couches externes demeureront stables, entre gravitation et pression. L'étoile va connaître une phase calme. Elle y restera longtemps. Toutes les étoiles connaîtront un temps de repos dans cette partie du diagramme. C'est ce qu'on appelle la séquence principale, simplement parce que beaucoup d'étoiles y sont dans cette phase d'attente. Les nuages primordiaux les plus gros donneront évidemment les étoiles les plus chaudes et les plus lumineuses.

Que va-t-il se passer sur cette séquence principale ? Les réactions nucléaires consommeront d'autant plus d'énergie que l'étoile sera plus grosse et plus lumineuse. Aussi, les étoiles les plus grosses épuiseront assez vite l'hydrogène qui les nourrit. Il arrivera un moment où, le cur ne produisant plus assez d'énergie pour soutenir les couches externes faites d'hélium et d'hydrogène, l'effondrement central reprendra. L'énergie produite contribuera à accélérer la fusion de l'hydrogène des couches externes. L'étoile va devenir très lumineuse et un peu plus froide. Elle se déplacera vers le haut du diagramme HR, un peu sur la droite.

Notons au passage une chose intéressante. Les étoiles les plus massives atteindront beaucoup plus tôt cette zone lumineuse. Si nous pouvions trouver dans la nature des étoiles assez isolées pour que nous soyons sûrs qu'elles aient toutes le même âge, nous devrions voir un diagramme comme ci-dessous : les étoiles lumineuses étant montées plus tôt, la séquence principale montrera un coude. C'est effectivement ce qui se passe quand on considère un amas globulaire, un de ces vieux amas, très concentré. Mieux, on peut dater l'âge de l'amas par la position du coude de la séquence principale. C'est une méthode pratique pour mesurer l'âge de quelques étoiles.

 

Vous allez voir qu'il va se passer encore des choses extraordinaires. Nous en étions resté au cur d'hélium en train de s'effondrer pendant que les couches externes continue de "brûler" l'hydrogène en hélium. En s'effondrant le cur d'hélium va s'échauffer et d'un coup l'hélium va fusionner en carbone, très vivement dans ce cur ultra compact (qui est dans un état dégénéré où l'énergie cinétique n'est plus seulement dictée par la température mais aussi par la densité). Ce soudain apport considérable d'énergie est ce qu'on appelle le Flash de l'hélium. C'est très rapide. L'étoile va être amenée au sommet du diagramme HR et là, la dégénérescence ayant disparue après le flash, l'étoile va connaître une deuxième période tranquille, pendant laquelle elle va brûler son hélium en carbone dans les couches externes (il reste même encore de l'hydrogène fusionnant en hélium dans les couches plus externes encore). Au centre le cur de carbone recevra un apport d'hélium des zones externes, ce qui formera de l'oxygène... Ah ! On respire mieux.

Reste maintenant à aborder la partie la plus dramatique : la mort de l'étoile. Il y a plusieurs scénarios possibles, selon la masse de l'étoile. Les plus petites étoiles s'éteindront lentement après avoir, dans un ultime sursaut de contraction centrale, soufflé les régions externes pour former les nébuleuses planétaires. Le centre continuera son effondrement jusqu'au stade de refroidissement ultime, sans pouvoir allumer de réactions nucléaires d'un ordre supérieur, faute de masse suffisante pour fournir la pression nécessaire. Ces objets froids iront mourir dans le cimetière des naines blanches, froides et peu lumineuses. C'est le retour à la case départ, dans le bas droit du diagramme HR. Les étoiles les plus massives pourront allumer la fusion du carbone central en silicium (avec formation, au passage de néon et d'encore plus d'oxygène). Les cycles deviennent très courts. Le stade ultime de la fusion est celui qui forme du fer. En effet, au-delà, le processus ne fournit plus d'énergie mais en consomme. On ne peut pas former des éléments plus lourds que le fer par le processus de fusion. Dans cette phase de fusion extrême, l'énergie produite et la vitesse de production sont telles, que le phénomène est "explosif". Une telle explosion constitue une Supernova. L'étoile devient extrêmement lumineuse pendant quelques jours. La matière constitutive est éparpillée dans l'espace. Seul un cur très dense subsiste.

Ce cur se concentre jusqu'à atteindre la densité d'un noyau atomique ; la vitesse de rotation augmente jusqu'à des limites inimaginables (parfois un tour en une milliseconde). Nous avons un pulsar, émettant des impulsions radio très régulières, à chaque tour.
Mais il y a plus mystérieux encore. Les étoiles encore plus massives pourront poursuivre l'effondrement central et nous ne connaissons pas de mécanisme susceptible d'arrêter un tel effondrement. L'objet ainsi formé peut retenir par sa gravitation tous les corps. La vitesse de libération est supérieure à la vitesse de la lumière. Même la lumière ne peut s'échapper. Nous avons un trou noir !

Nous résumons dans un diagramme général les différents types d'évolution stellaire. On s'aperçoit que la description de l'évolution stellaire fait appel aux lois très générales de la physique (atomique, nucléaire, quantique). Seule la phase trou noir est encore énigmatique. On comprend que les astrophysiciens aient été tentés très tôt par des simulations numériques. En partant d'un simple nuage d'hydrogène, on lui applique les lois de la physique et on regarde comment il évolue. Avouez que ça donne envie d'essayer, juste pour voir.