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L'évolution des étoiles


Aperçu
Il suffit de remarquer qu'une étoile rayonne pour comprendre que les étoiles ne peuvent durer éternellement. De plus, l'énergie produite au coeur des étoiles - c'est à -dire dans leur région où règnent les conditions physiques les plus extrêmes - a des origines diverses. Elle se puise à différentes réservoirs successivement. Si bien qu'au fur et à mesure de leur épuisement la logique de fonctionnement de l'étoile est modifiée.

Une étoile consomme ainsi d'abord les réserves d'hydrogène présentes dans son coeur : les réactions de fusion thermonucléaire transforment les noyaux d'hydrogène en noyaux d'hélium. Ce sera pour elle une longue période de stabilité, qui correspond à ce que les astronomes appellent la séquence principale. Le Soleil et la grande majorité des étoiles en sont à ce long stade de leur évolution. Puis vient le tour de la combustion de l'hélium précédemment synthétisé. Une étape beaucoup plus brève que la précédente, mais spectaculaire, puisque à ce moment, l'étoile apparaît sous la forme d'une géante, qui pourra être pour l'essentiel une géante rouge, astre démesurément grand et lumineux. Ce stade sera éventuellement suivi de plusieurs autres étapes, reproductions chaque fois un peu plus brèves, mais aussi plus complexes des étapes antérieures, et pendant lesquelles sont consommées les réserves en éléments plus lourds synthétisés lors des réactions thermonucléaires précédentes. Au final, toutes les réserves sont épuisées et l'étoile ne peut que mourir : la plupart du temps, elle s'éteindra lentement en devenant une naine blanche, quelquefois, il y aura explosion en supernova. Et c'est la suite de ces mécanismes qui prennent le relais les uns des autres entre la naissance et la mort, la faisant changer de diamètre, d'éclat et de couleur, qui définissent l'évolution stellaire.

Mais il convient de noter qu'aucune des réactions de fusion impliquées n'est spontanée : elle est toujours une réponse à la gravitation. Au moment de leur formation, les étoiles ne brillent que parce qu'en se contractant sur elles-mêmes sous l'effet de leur propre poids, l'énergie gravitationnelle potentielle de la matière se transforme en chaleur et en rayonnement. L'allumage puis la combustion de l'hydrogène qui s'ensuit est elle-même régulée par la gravitation : l'enveloppe stellaire ne cesse de peser de tout son poids sur le coeur de l'étoile où se déroulent les réactions thermonucléaires et sert en quelque sorte de soupape pour éviter l'emballement ou l'affaiblissement du processus de fusion. Quand l'hydrogène est épuisé, c'est de nouveau la gravitation qui provoquant de nouveau la contraction permet une nouvelle montée des températures et permettra (ou pas) si le niveau est suffisant le démarrage des réactions de fusion de l'hélium. Et ainsi de suite, lorsque l'hélium central est épuisé.

Tout cela explique que la masse est bien le facteur clé de l'évolution stellaire. Les étoiles les moins massives (celles dont la masse est inférieure au tiers de la masse du Soleil), par exemple, ne parviendront pas à allumer leur réserves d'hélium, et s'éteindront sans être devenues des géantes rouges. A l'opposé, seules les étoiles les plus massives (disons au-delà de 8 à 10 masses solaires) parviendront à dépasser le stade de la combustion des noyaux d'hélium et à s'engager dans celui de la combustion des noyaux de carbone, d'oxygène et d'azote présents dans le coeur. Plus la masse de l'étoile est importante, et plus sa vie est donc riche en péripéties.

Avec une complication supplémentaire cependant. Toutes les étoiles perdent de la masse au cours de leur existence, et modifient ainsi d'une certaine manière les règles du jeu de leur évolution. En général, leur perte de masse est principalement due au vent stellaire. Pour celles qui ne sont pas très massives, comme le Soleil, cette perte de masse est mineure tant qu'elles se prélassent sur la séquence principale, contrairement à ce qui s'observe déjà pour les étoiles très massives. Mais le phénomène s'amplifie toujours au fil du temps. A la fin de la phase de géante rouge, toutes les étoiles connaissent une hémorragie qui les débarrassent de l'essentiel de leur enveloppe. Un autre aspect de l'évolution stellaire apparaît encore lorsque l'on remarque que les étoiles vivent le plus souvent en couples. Lorsque les deux composantes sont proches, des transferts de matière peuvent s'opérer de l'une au l'autre. On comprend que leurs destins puissent alors bifurquer brutalement au gré de cures de rajeunissement (ou de vieillissement!) accélérés.


Évolution d'étoiles de diverses masses. D'après I. Iben, 1985.


Au fil du temps
La formation des étoiles

Les étoiles naissent par bouquets à partir de la fragmentation et de la contraction de portions de nuages interstellaires froids. En quelques centaines de milliers d'années, ces condensations gazeuses riches en molécules et aussi en poussières forment des cocons relativement compacts au coeur desquels la matière s'accumule sous l'effet de la gravitation pour y engendrer une proto-étoile. Sous l'effet de la compression, le gaz s'y échauffe à des températures dépassant rapidement des milliers et jusqu'à des millions de degrés, dans leurs régions les plus profondes. Le rayonnement intense souffle le cocon opaque, et l'étoile se met à briller, au milieu des autres étoiles formées dans les cocons voisins. Ces astres sont connus sous le nom de T Tauri, quand ils ont une masse analogue à celle du Soleil, et sous celui d'étoiles de Herbig, dans le cas de masses sensiblement plus élevées. La gravitation est toujours leur unique source d'énergie. Mais quand leur coeur atteint une dizaine de millions de degrés, les conditions permettent que se déclenchent les premières réactions de fusion de des noyaux d'hydrogène qui s'y trouvent. De telles réactions produisent un une quantité considérable d'énergie, qu'il faut évacuer. L'équilibre entre le poids de l'étoile sur elle-même et la pression engendrée par ce nouveau dégagement d'énergie s'établit rapidement. L'étoile désormais aborde, ce qui va être la phase la plus longue de son existence : la séquence principale.

La séquence principale*

L'allumage des réactions nucléaires marque l'installation sur la séquence principale. Ce sera une étape beaucoup plus stable et aussi de loin la plus longue phase de l'histoire de l'astre. Son point de départ, à partir duquel ont définit ordinairement l'âge d'une étoile est appelé l'âge zéro. Sur un diagramme HR, les étoiles d'une composition chimique donnée, s'installent en fonction de leur masse sur une ligne appelée séquence principale d'âge zéro ou ZAMS (= Zero age main sequence).

A partir de là, et pendant les neuf dixièmes leur vie nucléaire les étoiles ne vont avoir d'autre occupation que de convertir dans leur coeur leurs noyaux d'hydrogène en noyaux d'hélium. Il s'agit du moyen le plus efficace pour produire de l'énergie, et les réserves d'hydrogène par comparaison avec celles des autres constituants d'une étoile, on comprend que cette séquence dite principale, qui est aussi celle dans laquelle se trouve le Soleil depuis 4,5 milliards d'années, corresponde à l'âge d'or d'une existence stellaire. Elle est aussi une phase de grande stabilité. Le rayon et la luminosité d'une étoile évolue peu pendant son séjour sur la séquence principale. Il peut bien y avoir des éruptions qui ne concernent d'ailleurs que les couches périphériques des étoiles, mais elles n'affectent en rien le flux moyen d'énergie rayonnée qui reste extrêmement stable. La perte de masse par l'effet des vents stellaires reste également très limitée, même dans le cas des étoiles les plus massives, qui sont davantage affectées par le phénomène.

La conversion de l'hydrogène en hélium s'effectue essentiellement selon deux chaînes : les réactions proton-proton et le cycle CNO de Bethe, où le carbone joue un rôle de catalyseur. Les premières sont largement dominantes dans les étoiles les moins massives, et restent le principal mécanisme de production d'énergie dans notre Soleil. Le cycle CNO gagne cependant en importance au fur et à mesure que l'on considère des étoiles de plus en plus massives pour finir par devenir le mécanisme presque exclusif de production d'énergie dans les étoiles.

La durée du séjour d'une étoile sur la séquence principale est elle aussi fonction de sa masse. Les grosses étoiles, pour maintenir leur équilibre, doivent dépenser leur combustible nucléaire et rayonner l'énergie produite à un taux accéléré, et vivent donc beaucoup moins longtemps que les petites étoiles. Par exemple, Dzêta Puppis (Poupe), énorme étoile de type O, ne peut escompter vivre plus d'un million d'années. Le Soleil, quarante fois moins massif a une espérance de vie sur séquence principale de 10 milliards d'années. Proxima centauri (Centaure), sa plus proche voisine, a une masse dix fois inférieure à celle du Soleil et tiendra le même cap pendant quelque chose comme 3200 milliards d'années (Les Mini-étoiles).
 

La durée de la villégiature

La durée du séjour d'un étoile sur la séquence principale dépend directement du taux auquel elle dilapide ses réserves d'hydrogène et de leur quantité initiale. Comme cette consommation est reliée elle-même à la masse de l'étoile, via la relation masse-luminosité, on peut exprimer la durée de vie de l'étoile sur la séquence principale en fonction de sa masse initiale.

La durée T est proportionnelle à la masse disponible, divisée par la luminosité. Soit : 

(1) T = Cte x M/L.
D'un autre côté, on sait que la fonction masse-luminosité s'écrit : 
(2) L = Cte x Ma,
Avec a varie en fonction de la masse des masses croissantes entre a = 2,8 et a = 4,0. On adoptera ici pour simplifier la valeur médiane de a = 3,5.

En exprimant dans (1) la valeur de L selon (2), il vient immédiatement : 

T = Cte x M/ M3,5 = Cte x 1/ M2,5
C'est à-dire;
T = Cte x M-2,5
Prenons pour unité de temps, le milliard d'années, et pour unité de masse, celle du Soleil. Puisque a durée du séjour du Soleil sur la séquence principale peut être estimée à 10 milliards d'années. On écrira :
T = 10 x M-2,5
Le tableau suivant donne une idée de ce que cela donne (en arrondissant les chiffres) pour des étoiles des divers types spectraux : 
Masse
Spectre
Durée
Exemples
0,16 M3 1000 x 109 Hip 2391 (Poissons)
0,3
M0
200 x109
Gliese 172 (Girafe)
0,8
K0
17 x 109
Alpha Indi A (Indien)
1
G2
10 x 109
Soleil
1,7
F0
2,7 x 109
La Tête de l'Hydre
2 A3 1,8 x 109 Fomalhaut (Poisson austral)
3,3
A0
500 x 106
Véga (Lyre)
Phecda (Grande Ourse)
8 B3 55 x 106 Achernar (Eridan),
Alkaïd (Grande Ourse)
15
B1
10 x 106
Spica (Vierge)
Durée de séjour des étoiles sur la séquence principale.

La grande stabilité qui lors du séjour sur la séquence principale n'empêche pas une lente évolution des conditions qui règnent au coeur des étoiles. Les noyaux d'hydrogène cèdent progressivement la place aux noyaux d'hélium et le coeur stellaire se contracte légèrement. En partie parce que quatre nucléons liées en un seul noyau occupent moins de place que quatre protons à l'agitation désordonnée. De plus, l'hélium se rassemble au centre du coeur stellaire, où la combustion s'éteint. Le refroidissement qui s'ensuit est l'autre cause de la contraction amorcée. Corrélativement, l'hydrogène migre vers sa périphérie du coeur, appelée à devenir ainsi le siège exclusive la combustion. Tout cela se traduit par une modification des termes de l'équilibre hydrostatique de l'étoile tout entière : sa température de surface baisse très légèrement et elle devient surtout un peu plus lumineuse, en raison d'une augmentation progressive de son rayon. Notre Soleil est ainsi aujourd'hui 30% plus lumineux que lors de son arrivée sur la ZAMS, et à la fin de son séjour sur la séquence principale son rayon sera passé du simple au double. L'épaississement de la séquence principale sur un diagramme HR, provient en partie des compositions chimiques légèrement différentes des étoiles, mais elle tient aussi en partie à cet "effet de bougé" à partir de la ZAMS.

Une nouvelle ligne de front, située "au-dessus" de la précédente, marque la sortie de la séquence principale. On lui donne parfois le nom de séquence principale d'âge terminal ou, mieux, de TAMS (= Terminal Age Main Sequence).


Le grand virage

Lorsque l'hydrogène présent dans le coeur stellaire est complètement épuisé, la production d'énergie stoppe. La pression et la température sont alors insuffisantes pour que le noyaux d'hélium, désormais seuls occupants des régions centrales de l'étoile, puissent fusionner à leur tour. Cela reste cependant possible, mais la suite dépend de la masse de l'étoile concernée. Les étoiles dont la masse est inférieure à 0,3 masses solaires, c'est-à-dire les naines rouges, se trouvent ainsi mises hors jeu à partir de maintenant. Elles ne pourront plus faire mieux que se refroidir indéfiniment tout en se contractant sous leur propre poids jusqu'à être bloquées sans doute par une concentration de matière dégénérée de plus en plus importante. Elle devient une naine blanche, c'est-à-dire un cadavre stellaire, très compact, en gros de la taille de la Terre. Pour les autres étoiles, l'aventure continue et en fera des géantes.

Tout commence pour elles, comme pour les naines rouges, par la poursuite de la contraction du coeur éteint, mais dans ce cas, il la masse de l'enveloppe est suffisante pour que l'énergie gravitationnelle libérée lors de cette contraction provoque un redémarrage des réactions nucléaires.


Évolution d'une étoile de population I, de 5 masses solaires. (D'après I. Iben, 1967c).

Les noyaux d'hydrogène des régions inférieures de l'enveloppe, au contact avec le coeur d'hélium, et sur lesquels tout le poids de l'étoile repose s'échauffent pour atteindre à leur tour les 10 millions de degrés fatidiques. Il entament ainsi un nouveau processus appelé combustion en couche. Celui-ci ne dure que quelques dizaines de milliers d'années pendant lesquelles ses effets sont d'abord peu perceptibles. Puis, alors que la luminosité reste à peu près constante, la température chute considérablement. L'étoile, s'écarte de la séquence principale et devient très rouge. Une phase de transition qui correspond au stade de sous-géante, qui pour une étoile de la masse du Soleil durera une centaine de millions d'années.

Progressivement, des mouvements de convection apparaissaient et vont permettre l'acheminement plus efficace de cette énergie nouvellement produite vers la surface. Une énergie qui ne va pas servir à rendre l'étoile plus lumineuse, mais qui chauffe l'enveloppe au point d'en occasionner le gonflement dans des proportions considérables. Sur un diagramme HR, le point de représentatif de l'étoile rejoint, pour une durée disons de quelques centaines de milliers d'années seulement pour une étoile de masse solaire, une zone appelée la (première) branche des géantes. 

Une géante est un astre qui brille intensément, à cause de sa surface immense, qui devient une porte grande ouverte pour la déperdition d'énergie. Une étoile peut ainsi devenir 10 000 fois plus brillante que lorsque elle était sur la séquence principale. Mais cette hémorragie d'énergie occasionne aussi un rapide refroidissement des régions externes de l'enveloppe. Leur température tombe autour de 3000 degrés.
L'étoile a ainsi abordé un nouveau stade de son existence, celui de géante rouge, à l'image d'Aldébaran (Taureau), par exemple, ou de supergéante rouge, si elle est très massive, comme c'est le cas pour Bételgeuse (Orion).

La chaussée des géantes

L'ignition de l'hélium.
L'expansion de l'enveloppe après que l'étoile ait quitté la séquence principale n'empêche en rien la poursuite de la contraction du coeur où l'énergie gravitationnelle se convertit ainsi en chaleur. L'augmentation de la température conduit au seuil, estimé à 120 ou 140 millions de degrés, au-delà duquel une nouvelle série de réactions de fusion vont commencer à convertir l'hélium en carbone et oxygène. Il s'agit du mécanisme triple alpha.

Le mécanisme triple alpha - Trois noyaux d'hélium-4, aussi appelées par les physiciens nucléaires particules alpha, fusionnent pour donner naissance à un noyau de carbone 12, avec émission de deux photons gamma :
3He4 C12 + 2 gamma.
Dans les étoiles les plus massives on assiste à un allumage de l'hélium sans grand fracas. Mais les étoiles dont la masse est inférieure à environ 2,25 masses solaires, dont les températures centrales ont été plus faibles, ont eu leur coeur qui a pu se contracter un davantage, au point d'atteindre une limite fixée par l'apparition de la dégénérescence électronique. Ce blocage dans la contraction introduit une discontinuité qui qui se manifeste, au moment de l'ignition de la fusion triple alpha, par une explosion brutale, appelée le flash d'hélium.

Quelles que soient les circonstances dans lesquelles se produit l'allumage de l'hélium contenu dans le coeur de l'étoile, la suite est identique, et se déroule sans à-coup. Le coeur stellaire s'échauffe et gonfle. Cela a pour effet de réduire la pression qui s'exerce sur l'hydrogène situé à sa périphérie, dont la combustion en couche faiblit. Il s'ensuit une pression de radiation moindre exercée sur l'enveloppe, qui peut dès lors, au moins dans un premier temps se dégonfler un peu. L'étoile perd donc aussi un peu de sa luminosité. Puis les conditions d'évacuation d'énergie par l'enveloppe se transforment (arrêt de la convection) et la luminosité remonte de nouveau. Pendant tout cette transition, la température, elle, n'aura jamais cessé de monter. Et, désormais, sur le diagramme HR, le point représentatif de l'étoile évolue ainsi vers la gauche, le long d'une région appelée la branche horizontale.

La branche horizontale.
La combustion de l'hélium central finit par entrer dans un mode de fonctionnement optimal. Mais cela ne dure pas, car désormais les réserves dans le coeur son pratiquement épuisées. Le coeur de nouveau se refroidit et se contracte. L'étoile parcourt désormais la branche horizontale du diagramme HR dans le sens inverse, celui du refroidissement. 

La traversée de la bande d'instabilité - Le parcours aller-retour des étoiles sur la branche horizontale conduit les plus massives d'entre elles, celles qui dépassent en gros les cinq masses solaires, à traverser une phase où elles seront sujettes à des pulsations de leur enveloppe. Cela correspond sur le diagramme HR à un passage dans la bande d'instabilité. Lors de ce stade, les étoiles se rangent dans la catégorie de variables pulsantes des Céphéides, lorsqu'elles appartiennent à la population I, et des RR Lyrae pour celles qui sont de population II.
Le séjour sur la branche horizontale dure quelques dizaines de millions d'années pour une étoile comme le Soleil.

Le stade AGB
Quand le processus triple alpha est complètement stoppé dans le coeur, celui-ci n'est plus composé que des noyaux carbone et d'oxygène qui viennent d'y être synthétisés. A la périphérie, on observe des phénomènes similaires à ceux qui s'étaient produits lors de l'arrêt des réactions de fusion de l'hydrogène central, c'est-à-dire une combustion en couche, concernant cette fois l'hélium. La sanction est alors la même que précédemment, l'étoile augmente de rayon et donc de luminosité. Son point représentatif sur le diagramme HR se situe dans la zone appelée branche asymptotique des géantes ou AGB (= asymptotic giant branch).

Cela correspond à nouvelle phase où l'étoile se présente sous l'aspect d'une géante rouge. Elle brille encore plus qu'auparavant, mais elle est également éminemment agitée. Autour de son coeur, non seulement l'hélium, mais aussi, au-dessus, l'hydrogène, sont lancés dans une combustion en couche. Cette structuration introduit des problèmes d'évacuation d'énergie qui se traduisent par l'apparition d'instabilités de natures diverses, et au total de grandes variations d'éclat de ces étoiles, à l'image, entre autres, de Mira Ceti (Baleine).

Les étoiles AGB se caractérisent aussi par l'expulsion hémorragique de matière à partir de leur enveloppe. Dans le gaz ainsi évacué, on rencontrera une proportion non négligeable d'éléments lourds synthétisés dans les régions profondes - parmi lesquels certaines éléments rares (lanthane, baryum...) synthétisés par des réactions secondaires -, et qui contribueront à l'enrichissement chimique du milieu interstellaire. De plus, ces atomes expulsés dans un milieu exposé à un rayonnement peu énergétique vont souvent s'assembler en molécules, et même en agrégats plus importants, des grains de poussières. Les étoiles parvenues à ce stade sont les grandes pourvoyeuses en poussières du milieu interstellaire.

Le cimetière des étoiles

Naines blanches et nébuleuses planétaires
Si l'on met à part les étoiles étoiles les plus massives, après quelques dizaines de milliers d'années passés à se débarrasser de leur enveloppe, il ne reste plus grand chose des étoiles parvenues au stade AGB. Essentiellement un coeur nu, en fait. Les étoiles dont la masse initiale était inférieure à huit à dix masses solaires, se retrouvent ainsi avec une masse du même ordre que celle du Soleil, ou inférieure. Cela ne suffit plus, lorsque l'hélium a fini sa combustion pour relancer un nouveau processus de fusion du coeur. Celui-ci, composé de carbone, d'oxygène, d'azote, se contracte de nouveau, mais ne redémarrera plus. A la périphérie, du coeur, extrêmement chaude, on pourra bien constater quelque temps une poursuite de la combustion en couche de l'hélium ou de l'hydrogène selon les noyaux qui auront survécu, mais rien de plus. L'objet est désormais une étoile sinon déjà morte du moins à l'agonie.

Avec l'arrêt des réactions nucléaires, et le refroidissement qui s'ensuit, la contraction se poursuit, jusqu'à être bloquée par la dégénérescence des électrons. Pendant la courte période où la température est encore suffisamment élevée, l'astre rayonne intensément dans l'ultraviolet. Cela permet illumination du gaz en expansion, expulsé lors de la phase AGB, pour donner lieu à l'apparition d'une nébuleuse planétaire. Et ci à ce moment là, des fusions se poursuivent encore à sa périphérie, voire des explosions de causes diverses (flash final d'hélium, comme ce fut le cas avec l'étoile de Sakuraï, ou phénomènes de nova provoqués par l'afflux de matière en provenance d'un compagnon), cela ne fait que retarder l'inexorable refroidissement. L'astre alors n'est plus qu' une naine blanche. Environ 15% des étoiles de notre galaxie appartiennent à cette catégories d'astres. C'est le cas du compagnon de Procyon (Petit Chien) et de Sirius (Grand Chien) ou de l'étoile de Van Maanen dans les Poissons.

Etoiles à neutrons, trous noirs, supernovae
Au delà de 8 et 10 masses solaires, la situation est un peu plus complexe. Mais on retiendra simplement que de nouvelles réactions de fusion sont possibles après l'extinction de l'hélium dans le coeur. De nouveaux éléments sont ainsi synthétisés,. Ces réactions sont cependant chaque fois un peu moins efficaces quant à leur bilan énergétique. Chaque étape nouvelle est plus courte que la précédente, et l'ignition plus poussive. Quand le processus en arrive à la synthèse des noyaux de fer, la situation bascule : la synthèse de nouveaux éléments à partir du fer demande plus d'énergie qu'elle n'en produit. Résultat : tout s'arrête. Une situation, qui au total pourrait ressembler à celle qui a conduit à la formation d'une naine blanche dans le cas des étoiles moins massives. Il peut effectivement arriver que quelques étoiles massives ne forment en définitive pas autre chose (il s'agira alors d'une naine blanche à oxygène-néon, magnésium). Mais en général le coeur stellaire est trop lourd pour que cela se produise. Un seuil fatidique d'environ 1,4 masses solaires, appelé la limite de Chandrasekhar, est franchi. Et cela change tout. La contraction du coeur stellaire éteint ne peut plus être bloquée par la dégénérescence électronique. La barrière quantique, qui normalement tient à l'écart les protons et les électrons, cède. Les électrons fusionnent avec les protons pour donner naissance à des neutrons, et le coeur stellaire s'écroule sur lui-même.

Si sa masse ne dépasse pas deux à trois masses solaires, le coeur se transforme en une étoile à neutrons, qui se manifestera peut-être un peu plus tard sous la forme d'un pulsar ou d'un magnétar. En attendant, l'écroulement des régions centrales de l'astre a pour corollaire la l'expulsion explosive de l'enveloppe stellaire, accompagnée d'une déferlante de rayonnement lumineux. On a affaire à une supernova de type II. Si la masse du coeur est plus importante - comme on l'attend d'étoiles dont la masse initiale était supérieure à 20 ou 25 masses solaires - la matière neutronique (elle aussi dégénérée) ne suffit plus à contrecarrer l'effondrement. Elle s'écroule à son tour sur elle-même; l'espace se déchire sous l'effet de la concentration extrême de matière, et donne naissance à un trou noir, dans un processus connu sous le nom de collapsar de type II. Cette fois on observera peut-être aussi une supernova d'un type apparenté au type II, et qui s'accompagnera de l'émission d'une bouffée de rayonnement gamma. Ajoutons que selon les vues actuelles, les rares étoiles dont la masse initiale était supérieure à 40 masses solaires, achèveraient leur existence sans qu'il n'y ait plus de véritable supernova, le coeur s'effondrant directement en un trou noir (phénomène de collapsar dit de type I).



En librairie - Agnès Acker, Ariane Lançon, Vie et mort des étoiles, Flammarion (coll. Dominos), 1998 (Ou comment un sujet complexe peut être exposé simplement).
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