.
-

 
Les étoiles
Les étoiles meurent aussi
Derniers stades de l'évolution stellaires

Aperçu
La fin d'existence d'une étoile est d'abord fonction de sa masse. Les plus petites, dont la masse est inférieure à 0,3 masses solaires sont appelées à s'éteindre sans que cette mort qui n'est pas à attendre avant des milliers de milliards d'années ne s'accompagne pas de grand fracas. Les étoiles de masses plus importantes, et appelées toutes à grossir un jour en géante rouge, sont destinées, à ce stade, à se débarrasser d'une grande partie de leur enveloppe.

Pour la majorité d'entre elles, dont la masse est inférieure à 8 masses solaires environ, le scénario à attendre est celui d'une contraction et d'un échauffement temporaire de l'astre, dont le rayonnement sera à l'origine de l'illumination du gaz expulsé précédemment sous forme de vent stellaire, qui prendra alors la forme d'une nébuleuse planétaire, aux couleurs souvent spectaculaires. A terme, l'astre central, de plus en plus compact deviendra, pour sa part une naine blanche, qui se refroidira progressivement aucun échange de matière n'intervient avec une autre étoile.

Lorsque les naines blanches appartiennent à un système binaire, elles peuvent accumuler à leur surface du gaz arraché par leur gravitation à leur compagnon moins évolué. Cela provoquera la plupart du temps des explosions à la surface de la naine blanche, connues nous le nom de novae. Mais l'issue de ce mécanisme peut également conduire à la destruction complète de la naine, ce qui donne naissance à une supernova de type Ia. Les étoiles plus massives, sont quant à elles vouées à coup sûr à ce final plus dramatique. Lorsque la combustion nucléaire dans leur coeur devient impossible, car la fusion des noyaux atomiques coûte plus d'énergie qu'elle n'en peut produire, le coeur de l'étoile s'effondre, et les mécanismes qui l'accompagnent provoquent l'expulsion violente de l'enveloppe sous la forme de l'explosion. Un phénomène qui dans sa forme la plus commune est appelé supernova de type II.

De son côté, le coeur de l'étoile massive continuera à se contracter pour donner naissance à un astre excessivement compact, une étoile à neutrons. Au delà d'un certain seuil, mal connu, mais qui pourrait se situer autour de 3 masses solaires, un tel astre engendre un champ de gravitation tel que l'espace-temps peut se déchirer pour donner naissance à un trou noir. Le mécanisme de formation de ces objets semble pouvoir par ailleurs pouvoir expliquer une autre catégorie de phénomènes de très haute énergie : de brefs déferlements des photons g, détectés pratiquement quotidiennement dans le ciel, et connus sous le nom de sursauts gamma.


Mise en ordre
Les nébuleuses planétaires

Les nébuleuses planétaires doivent leur nom à leur aspect dans un petit télescope, qui rappelle souvent le disque d'une planète. En réalité, il s'agit de bulles de gaz en expansion autour d'une étoile mourante très chaude. Elles correspondent à l'étape qui suit immédiatement le stade de géante rouge des étoiles de masses intermédiaires (en principe entre 0,8 et 8 masses solaires).

Les géantes rouges sont des objets de grandes dimensions et très dilué. Cela entraîne que le gaz des régions périphériques de leur enveloppe leur est très peu lié gravitationnellement. Il n'en faut pas beaucoup pour qu'il fuie sous la forme de vent stellaire. Or, les géantes rouges, et plus spécialement celles qui sont en fin de course et deviennent des variables rouges à longue période, sont des astres instables, sujets à des éruptions et sièges d'ondes de chocs. Autant de raisons pour les couches externes de s'échapper dans l'espace.


La Nébuleuse du clown,
dans les Gémeaux.
La Nébuleuse Hélix,
dans le Verseau.
Leur coquille gazeuse ainsi expulsée s'étendra doucement, en se diluant, jusqu'à se confondre et disparaître dans le milieu interstellaire. Chemin faisant, elle aura traversé une période pendant laquelle, la température de l'étoile centrale, dépouillée de l'essentiel de sa substance, aura atteint des températures de 30 000 à 100 000 kelvins, et fortement rayonné dans le domaine ultraviolet du spectre. C'est cette époque bien définie, qui dure entre vingt et trente mille ans, qui correspond à l'illumination (par ionisation des atomes) de la bulle, et se traduit par la formation d'une nébuleuse planétaire.
Les naines blanches

Les naines blanches sont des étoiles de masse intermédiaire (disons entre 0,8 et 8 à 10 fois la masse du Soleil) parvenues au terme de leur existence nucléaire, après le stade de géante rouge et celui d'étoile centrale de nébuleuse planétaire. Désormais débarrassées de l'essentiel de leur enveloppe, ce ne sont plus que des étoiles réduites un noyau compact, enveloppé d'une fine couche d'hydrogène ou d'hélium.

Il s'agit toujours d'objets très petits et peu lumineux. Une naine blanche concentre en général une masse comprise entre 0,6 et 1,4 masses solaires, dans un volume de l'ordre de celui de la Terre. La matière à l'intérieure de l'astre atteint ainsi des températures dépassant le million de degrés, et des densités de l'ordre de plusieurs milliers de tonnes par centimètre cube. Dans une naine blanche de la masse du Soleil et d'un diamètre de 10 000 km seulement, comme l'étoile de van Maanen (Poissons), par exemple, la matière présente une densité un million de fois supérieure à celle de l'eau dans les conditions ordinaires.


Sirius et sa compagne naine blanche,
vus par le satellite X Chandra.Source : CXC.

La masse de Chandrasekhar - La borne supérieure de 1,4 masses solaires envisageable pour une naine blanche est appelée la masse limite de Chandrasekhar, du nom de l'astrophysicien qui l'a mise en évidence. Elle trace la ligne de partage entre les étoiles appelées à devenir des naines blanches, et celles dont le destin est celui d'étoile à neutrons, voire de trou noir. Ce seuil est éventuellement un peu plus élevé en fonction de la vitesse de rotation de l'étoile (une naine blanche, du fait de sa compacité, accomplit en général sa rotation en une petite dizaine de secondes). Cela posé, il n'est pas exclu que certaines naines blanches, proches de la limite de Chandrasekhar et possédant un compagnon dont elles happent l'enveloppe, puissent accroître leur masse suffisamment pour franchir le seuil et donc imploser en étoiles neutrons.
Les supernovae

Les supernovae correspondent à la fin explosive de certaines étoiles. Phénomènes exceptionnellement lumineux, le supernovae peuvent briller pendant quelques heures autant que toutes les étoiles d'une petite galaxie. On observe alors le dégagement d'une énergie comparable à celle qu'aura émise au total notre Soleil au terme de existence de 10 milliards d'années.

Ce sont des événements rares. Dans la Voie Lactée, il ne s'en produirait que deux à trois par siècle. La plupart du temps, d'ailleurs, cachées à nos regards. Comme nous n'avons pas accès à toute la Galaxie (les poussières interstellaires nous en masquent une grande portion), il en résulte qu'au total les archives humaines n'ont en répertorié avec certitude qu'une poignée, au cours de ces 20 derniers siècles. L'éclat très important des supernovae permet cependant d'en observer dans les autres galaxies. SN 1987A, la dernière supernova visible à l'oeil a ainsi explosé en 1987 dans le Grand Nuage de Magellan (Dorade), et reste aujourd'hui la référence des études dans ce domaine.

Malgré leur rareté, les supernovae jouent un rôle central dans l'évolution galactique. Elles constituent un facteur important de l'enrichissement en éléments chimiques lourds du milieu interstellaires. Non seulement l'explosion disperse dans l'espace les noyaux d'atomes synthétisés à l'intérieur de l'étoile tout au long de son existence, mais de nouveaux atomes sont fabriqués au moment du cataclysme, du fait même des hautes énergies qui sont alors concernées. Les supernovae représentent de ce point de vue la source connue d'éléments plus lourds que le fer. Le cuivre, le plomb, le mercure, l'or de nos mines terrestres, par exemple, trouvent en fait leur origine dans l'explosion d'anciennes supernovae.

Les supernovae chauffent également le milieu interstellaire à des températures dépassant le million de degrés. Elles y creusent des cavités ultra-chaudes que l'on appelle le milieu coronal, par analogie avec les conditions physiques régnant dans la couronne solaire. Les explosions sont probablement responsables de l'accélération du rayonnement cosmique. Elles sont aussi à l'origine d'ondes de choc qui déchiquettent les nuages interstellaires, en ionisent le gaz, y suscitent également de grands mouvements turbulents et, surtout, favorisent l'effondrement des concentrations de gaz et de poussières les plus denses. Conséquence, après l'explosion d'une supernova, on assiste à la formation d'étoiles d'une nouvelle génération, dont certaines exploseront sans doute à leur tour, mais dont d'autres pourront également se voir dotées de planètes, puisque la matière pour les construire sera désormais disponible en plus grande quantité...

Rémanents de supernovae


La supernova SN1987A
(Dorade)

NGC 6960,
les dentelles du Cygne

La Nébuleuse du Crabe,
dans le Taureau.
Les étoiles à neutrons

Une étoile à neutron est un corps d'une masse comprise entre 1,44 et 2 à 3 masses solaires dont le diamètre est de l'ordre de dix à vingt kilomètres. Il s'agit donc d'un astre excessivement compact. Dans une telle étoile, constituée, comme son nom le suggère, d'une grande proportion de neutrons plaqués les uns contre les autres. Ainsi la masse volumique moyenne peut-elle atteindre dans une étoile à neutrons quelque chose comme cent millions de tonnes par centimètre cube.

La limite inférieure de 1,44 masses solaires marque la séparation entre les naines blanches et les étoiles à neutrons. La limite supérieure de 2 à 3 masses solaires se traduisant en effet par une densité pour laquelle l'espace s'ouvre en trou noir.

Pour parvenir à une telle situation, il a fallu que la gravitation puisse vaincre toutes les autres forces à l'intérieur d'une étoile. On peut donc s'attendre à ce qu'une étoile à neutrons ne se forme qu'après l'extinction des réactions nucléaires dont l'énergie contrebalance le poids qu'exerce l'étoile sur elle-même. Il est par ailleurs nécessaire qu'une masse suffisante soit présente. Aussi le principal mécanisme de formation des étoiles à neutrons est-il l'implosion finale sous son propre poids du coeur d'une étoile, dont l'enveloppe, de son côté, explose pour donner lieu à une supernova. On peut également imaginer que certaines naines blanches accompagnées d'une étoile à l'enveloppe dilatée, puissent capturer chez leur voisine la matière nécessaire à leur implosion.

L'effondrement a deux autres conséquences importantes : grande vitesse de rotation et champ magnétique intense. La période de rotation peut ainsi être comprise entre quelques millisecondes et une poignée de secondes. Et le champ magnétique d'une étoile à neutrons jeune peut atteindre mille milliards de gauss, contre, disons, 1 gauss pour une étoile ordinaire comme le Soleil, et quelques milliers de gauss pour une étoile magnétique.

Les pulsars - Ce sont les caractéristiques que l'on vient de dire qui permettent de repérer dans le ciel et d'identifier une étoile à neutrons sous la forme d'un pulsar (le plus connu étant celui qui se niche au coeur de la Nébuleuse du Crabe, reliquat d'une supernova survenue en 1054), c'est-à-dire d'un astre qui émet de très brefs signaux électromagnétiques, désignés sous le nom de pulses, et espacés par des intervalles excessivement courts. Ces pulses se révèlent de forme et d'intensité variables d'une fois sur l'autre, témoignant statistiquement d'une extraordinaire régularité, posant certains pulsars en redoutables concurrents des précises que nos horloges atomiques...

Un pulsar, contrairement, ici, à ce que son nom suggère (et qui remonte à une époque où la nature de ces objets n'était pas encore comprise), n'est sujet à aucune pulsation. Le phénomène des pulses s'interprète par l'existence d'un fin pinceau de rayonnement (le plus souvent radio, mais également optique, X, et même dans certains cas gamma), formé près de la surface de l'étoile à neutrons et balayant l'espace au même rythme que la rotation de l'astre. On a alors affaire à une sorte de phare tournant à très grande vitesse. Chaque fois que son faisceau se trouve dirigé vers la Terre, un petit éclair (le pulse) est capté.

Les pulsars actuellement répertoriés ont des périodes qui s'étagent entre 1,5 ms (pulsars millisecondes) et 4 s (pulsars ordinaires). Leurs pulses, qui durent entre un dixième et un centième de leur période, traduisent une émission très directive.

Les sursauts gamma

Les sursauts gamma pourraient également être l'expression de la fin d'existence d'étoiles massives. Les sursauts gamma correspondent à des bouffées de rayonnement électromagnétique de très haute énergie que les astronomes détectent sporadiquement dans le ciel. Ces flashes durent de quelques fractions de secondes à quelques minutes, et il s'en produit en moyenne, un par jour. Depuis leur découverte, dans les années 1960, ces phénomènes ont été un mystère, auquel l'élucidation partielle de leur origine, à partir de 1997 n'a pas réellement mis fin.

Une des caractéristiques les plus marquantes des sursauts gamma est leur distribution sur la sphère céleste, qui ne privilégie aucune direction. Cette isotropie pouvait avoir plusieurs interprétations, mais l'observation au cours des dernières années de lumières résiduelles (contreparties optiques) accompagnant le phénomène de haute énergie proprement dit a permis de conclure que les sources des sursauts gamma, ordinairement appelées, faute de mieux, des sursauteurs gamma se situent hors de notre Voie lactée. On les rencontre dans des galaxies éloignées peut-être de plusieurs milliards d'années-lumière. Or cette localisation extragalactique conduit à inférer que la puissance des phénomènes impliqués est excessivement importante. Les énergies mises en jeu devraient dépasser très largement celle des supernovae classiques.


La contrepartie optique
d'un sursaut g (point lumineux à droite)
et sa galaxie hôte (nébulosité centrale).

Mais il y a explosion et explosion. Et, parmi les nombreuses pistes explorées depuis plusieurs décennies, quelques unes s'avèrent désormais les plus prometteuses : celles qui permettent non seulement de rendre compte de la boule de feu et de ses diverses caractéristiques observées, mais aussi de l'énergie énorme libérée, et qui ne semble pouvoir s'expliquer autrement qu'en y impliquant un trou noir à fort moment angulaire (ce qui en pratique signifie assez massif et en rotation très rapide). Sur cette base, les divers scénarios évoquent dans certains cas la collision et la fusion de deux étoiles, qui aboutit à la formation du trou noir; dans d'autres cas ce sont deux trous noirs déjà formés qui fusionnent. Mais le compagnon peut aussi n'être qu'une "force d'appoint", ou même être absent. On ne considère alors qu'une étoile unique, très massive (plus de 20 masses solaires), dont le coeur, lors de l'explosion en supernova ou hypernova, implose en trou noir. Cette piste, qui correspond au modèle des collapsars connaît actuellement une certaine faveur. Elle a le mérite de pouvoir rendre compte d'une grande variété de phénomènes, impliquant ou pas la bouffée de rayons gamma.

.


[Constellations][Système solaire][Dictionnaire cosmographique]

[Pages pratiques][Aide][Recherche sur Internet]

© Serge Jodra, 2004. - Reproduction interdite.