• JC Duval

Poussières d'étoiles - Episode 3


 

La fin des étoiles massives.



La vie d’une étoile massive

Comme nous avons vu, les réactions thermonucléaires dans les étoiles de 1 à 2 masses solaires s’arrêtent au carbone et les étoiles terminent en naines blanches. Les géantes de masse supérieure à 3 masses solaires continueront quant à elles leur cycle de transformations jusqu'au fer.

 

Les supergéantes rouges


Pour les étoiles les plus massives, un scénario similaire au passage de la fusion de l’hydrogène à celle de l’hélium va se répéter, avec à chaque fois l'augmentation de la température centrale, la mise en place d’un nouveau type de réaction nucléaire et la 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 supergéanterouge.

Les différentes couches de l'étoile.
 

Les supernovae


Une supernova est un phénomène lié à l’explosion des étoiles massives.

Une supernova

Dans les étoiles massives, les noyaux de fer sont 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.


L’effondrement final va encore plus loin que dans le cas d'une naine blanche. L’effondrement d’une étoile massive va aboutir à la formation d’une étoile à neutrons. Ce nouvel objet met fin de façon instantanée à l’effondrement de l’étoile, donne naissance à des ondes de chocs et engendre un véritable cataclysme dans le reste de l’étoile.

Celle-ci va littéralement exploser et se mettre à briller autant qu'une galaxie. Une supernova vient de naitre.

Supernova type II

Lors de la supernova, la température atteint des valeurs démesurées et d’importantes quantités de neutrons balayent les couches de l’étoile. Ce sont les conditions sont idéales pour la mise en place d’un processus appelé "l’addition de neutrons".

Les neutrons 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.


Toutes les supernovae ne s’expliquent pas que par l’effondrement d’une étoile massive. Certaines se produisent pour des raisons un peu différentes, au sein d’une étoile binaire. C’est par exemple le cas dans un couple stellaire composé d’une naine blanche et d’une étoile géante.

Si les deux étoiles du couple sont suffisamment proches, la géante peut perdre ses couches externes, qui sont transférées vers la naine et créent un disque d’accrétion autour d’elle.

Supernova type I

Ce disque va peu à peu alimenter la naine en masse jusqu’à lui faire dépasser la limite de Chandrasekhar. La naine ne peut plus résister à la gravité et elle commence à s’effondrer. Ceci provoque l’ignition de l’étoile, puis son explosion et sa désintégration. Le résultat est une énorme augmentation de la luminosité.

Observé de loin, le phénomène est très similaire à celui d’une étoile massive. Pour faire la distinction, on parle alors de supernova de type I, par opposition à celle de type II qui est le fruit de l'effondrement d'une étoile massive.

 

Les étoiles à neutrons


Quand le cœur de fer est formé, l'étoile n'a plus d'énergie pour engendrer une pression de radiation suffisante afin de soutenir les couches supérieures. Le cœur de l'étoile se comprime et les noyaux de fer sont alors dissociés. Les protons capturent les électrons pour former des neutrons.


Le nombre d’électrons chute et cela entraîne une diminution de la pression de dégénérescence.

La gravité se retrouve alors sans aucun obstacle et l’astre continue toujours à s’effondrer. Comme nous l’avons vu, cela se termine par une explosion des couches externes de l'étoile, qui sont disloquées et envoyées dans le milieu interstellaire, la supernova.


Apparaît alors un résidu 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 cette fois ci à la pression de dégénérescence des neutrons.


A cette densité, la matière n’a plus grand rapport avec celle que nous pouvons observer sur terre. Il est néanmoins possible de recourir à la physique théorique pour comprendre les étoiles à neutrons. Il a ainsi été possible de modéliser ce que pourrait être la structure interne d’un tel corps.

En plongeant, on rencontre d’abord une croûte cristalline formée de noyaux atomiques, en particulier des noyaux de fer. Ensuite viennent des neutrons et des protons à l’état libre, d’abord sous forme liquide puis, plus profondément, à l’état solide. Enfin apparaît le noyau où protons et neutrons n’existent plus. Il ne reste plus que leurs constituants intimes, les quarks.

Etoile à neutrons.
 

Les pulsars


Fin des années 60, on découvre des émissions radio provenant de sources galactiques. Ces émissions ont des pulsations très rapides et surtout une régularité extrême. Après avoir éliminé la piste extraterrestre, la solution fut de considérer un corps en rotation très rapide. S'il émet un faisceau étroit, la situation est celle d’un phare marin, les pulsations correspondant au passage du faisceau dans la direction de la terre.

La rapidité de la rotation ne peut s’accommoder que d’un corps très petit car une étoile normale qui tournerait à cette vitesse se disloquerait rapidement sous l’effet de la force centrifuge.

Les étoiles à neutrons apparaissent alors comme les meilleures candidates. Actuellement, l’identité entre les deux objets ne fait plus de doute.

Etoile à neutrons ou encore pulsar …

Pulsars et étoiles à neutrons (source ScienceClic)

 

Les trous noirs


Pour les étoiles les plus massives, même la pression de dégénérescence des neutrons ne peut 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.

En avril 2019, un télescope d’un genre nouveau, l’Event Horizon Télescope a permis de prendre une photo d’un trou noir supermassif au cœur de la galaxie M87 ... un exploit.

1er photo d'un trou noir
A quoi ressemble un trou noir ?

Le rayon de Schwarzschild est le rayon de l'horizon d'un trou noir. Cela signifie qu'en dessous de ce rayon, même les photons ne peuvent s’échapper. La courbure de l’espace-temps y est trop importante pour que toute particule puisse en sortir.

Le rayon de Schwarzschild d'un trou noir marque la limite accessible à l’observation.


Epilogue

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