La mort des étoiles


  1. Les étoiles naines (M<0,7 Mo, ex: naines rouges)

    2. L'histoire est simple : lorsque l'étoile a épuisé ses réserves d'Hydrogène, elle se contracte et se refroidit lentement jusqu'à devenir une naine brune, puis théoriquement une naine noire (théoriquement, car il faudrait 100 milliards d'années pour atteindre ce stade, et l'univers est trop jeune pour cela)

  2. Les étoiles de type solaire (M<6 Mo)

    3. L'étoile épuise un jour ses réserves d'hydrogène dans son coeur. L'énergie libérée par les fusions ne compense alors plus l'effondrement gravitationnel suivant le théorème de Viriel (voir Vie). L'étoile se contracte, la température du noyau augmente par chocs thermiques de particules ; lorsqu'elle atteint 20 millions de degrés se produit le flash de l'Hélium : les noyaux d'Hélium fusionnent, cette fusion très énergétique entraine la dilatation de l'étoile (l'enchainement contraction/dilatation se fait en un temps quasi infinitésimal) qui passe alors au stade de géante rouge.
    Voici le détail de la fusion de l'Hélium :
    3 4He -> 8Be + 4He -> ¹²C
    ¹²C + 4He -> 16O
    (Les numéros en petit sont bien le nombre de nucléons de l'élément, et non le nombre d'éléments formés ; je n'ai pas pu les placer en hauteur. De même pour les réactions suivantes)
    Lorsque le flash de l'Helium se termine, la couche d'Helium qui entoure le coeur de Carbone et d'Oxygène explose, entrainant les couches superficielles d'Hydrogène. Les reliquats de l'enveloppe se diluent alors dans l'espace, laissant au centre le coeur de carbone et oxygène formant une naine blanche.

  3. Les géantes (M>6 Mo)

    4. Tout comme les étoiles moyennes, les géantes vivent d'abord de la fusion de l' Hydrogène puis elles passent au flash de l' Helium, elles se dilatent alors en supergéantes rouges. Lorsque l'Helium est consommé, contrairement aux étoiles moins massives, après contraction, le coeur de l'étoile atteint les 800 millions de degrés nécessaires à la fusion du carbone et de l'oxygène.
    Fusion du carbone :
    2 ¹²C -> 4He + 20Ne (Néon)
    20Ne + 4He -> n + ²³Mg (Magnésium)
    Fusion de l'oxygène :
    2 16O -> 4He + 28Si (Silicium)
    ou 2 16O -> 2 4He + 24Mg
    Puis, si la masse de l'étoile dépasse 10 Mo, on passe à la fusion du Silicium (le noyau a alors une température de 3 milliards de degrés K) qui permet de former les éléments lourds jusqu'au Fer :
    2 28Si -> 56Fe

    Les éléments lourds entre le Silicium et le Fer sont normalement formés (mais je n'en suis pas sûr) comme suit :

    28Si + 4He -> ³²S (Soufre)
    ³²S + 4He -> 36Cl (Chlore)
    36Cl + 4He -> 40Ar (Argon) ou 40Ca (Calcium)
    40Ar ou 40Ca + 2 4He -> 48Ti
    (l'Argon ne réagit peut-être pas, étant donné qu'il s'agit d'un gaz noble et donc très stable)
    48Ti + 4He + -> 52Cr
    52Cr + 4He -> 56Fe (et la boucle est bouclée)
    Mais attention ! Ceci reste hypothétique, c'est ce que j'ai cru comprendre d'après d'autres sites internet ou des articles de presse écrite.

    Le Fer étant un élément très stable, les réactions ne peuvent aller plus loin, quelque soit la température du noyau. L'étoile a alors une structure en forme de pelures d'oignon (l'image n'est pas de moi) : elle est organisée en couche de gaz concentrique, du plus léger, l'Hydrogène, dans les couches superficielles au plus lourd, le Fer, au centre. Dans le noyau, la température est telle que le Fer se dissocie pour laisser un coeur de neutrons :
    56Fe -> 13 4He + 4 n
    Les fusions s'arrêtant, la gravitation l'emporte sur l'énergie interne (cf le théorème de Viriel). Les couches internes sont écrasées par la gravitation en une fraction de seconde, les couches externes, privées de support, s'effondrent sur le noyau compact de neutrons. Le choc est d'une telle violence que la température monte à plusieurs milliards de degrés (les éléments plus lourds que le Fer, comme l'argent, le cuivre, le nickel, et même l'uranium sont formés à ce moment), l'onde de choc souffle les couches externes et ces éléments formés dans le milieu interstellaire à des vitesses de plusieurs milliers de kilomètres par seconde, mais l'énergie est surtout (à 99%) libérée sous forme de neutrinos. La supernova brille alors pendant plusieurs heures plus que toute la galaxie où elle se trouve.

    Le coeur écrasé, qui reste au centre devient, suivant sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.