La vie et la mort des étoiles



II°) Les étoiles de petites masses et leur évolution:

Les étoiles naissent dans de vastes nuages de gaz : les nébuleuses. Les étoiles comme le Soleil se forment dans des nuages dont la composition chimique est d'environ 70 % d'hydrogène, 28% d'hélium et 2 % d'éléments plus lourds.

Selon sa masse initiale, la nébuleuse interstellaire se contractera plus ou moins vite : Lorsque température et pression sont suffisamment élevées au centre de la proto-étoile, les réactions nucléaires commencent et l'étoile se met à briller : Elle a alors atteint le stade de la séquence principale (voir annexe : Le diagramme d'Hertzsprung Russel) qui est la phase où elle passe la majorité de sa vie.

L'ensemble des phénomènes suivants ne s'applique que pour les étoiles de faibles masses : C'est à dire celle dont la masse totale est inférieure à 6 masses solaires et celle du cœur de l'étoile inférieure ou égale à 1,4 Mo   ( limite de Chandrasekhar).

Les étoiles plus massives deviendront des super géantes rouges et emprunteront un chemin différent, plus court, mais aussi plus chaotique (voir partie III).



Les géantes rouges :


Une étoile est une boule de gaz suffisamment chaude et dense pour qu'il puisse s'y amorcer et s'entretenir des réactions thermonucléaires. Ces réactions fournissent l'énergie nécessaire à l'étoile pour lutter contre son effondrement : Cette production d'énergie se manifeste principalement sous forme de lumière et de chaleur.

Le Soleil transforme lentement son hydrogène en hélium au cœur de l'étoile tout au long de son parcours sur la séquence principale. Cependant, pour les petites étoiles (approximativement de la même taille que notre Soleil), la température à l'intérieur du cœur n'est pas suffisante pour fusionner l'hélium qui s'y trouve en carbone.

Par conséquent, il arrive inévitablement un moment où l'hydrogène vient à s'épuiser : le cœur de l'étoile est donc formé entièrement d'hélium.

L'énergie qui est dégagée par les réactions nucléaires ne suffit plus à contrebalancer la force gravitationnelle : Cela engendre un premier effondrement qui permet à l'étoile de  réajuster sa structure interne. Le gaz de l'étoile est comprimé vers le centre, la pression et la température augmentent à travers l'étoile.


geante rouge

L'énergie qui est alors fournie par la contraction gravitationnelle du noyau permet la conversion de l'hydrogène en hélium. La température augmente dans le noyau et les réactions dans la coquille s'accélèrent, entraînant une expansion des couches externes de l'étoile : La couleur va donc tendre vers le rouge et le diamètre de l'étoile peut être multiplié par un facteur 200. L'étoile devient ce que l'on appelle une géante rouge.


En prenant de l'expansion, l'étoile devient aussi plus lumineuse et entre dans la phase de géante rouge : cette étape se fait en 700 millions d'années.

La contraction du noyau fait augmenter la température centrale de l'étoile, qui passe de quelques dizaines de millions de degrés à plus de 100 millions de degrés. À environ 140 millions de degrés, la température est suffisamment élevée pour permettre la fusion de l'hélium en carbone. Le début de la fusion de l'hélium est fulgurant et chauffe tout le noyau rapidement, Cela permet à l'étoile géante de préserver son équilibre : On appelle ce phénomène le « flash de l'hélium ».

Le volume du noyau augmente, ce qui ralentit les réactions dans la coquille qui brûle l'hydrogène. L'enveloppe externe commence à se contracter et les couches superficielles de l'étoile deviennent moins lumineuses, mais plus chaudes.

L'étoile transforme l'hélium de son noyau en carbone : Cette région est entourée d'une coquille d'hélium inerte dont la température est inférieure à celle nécessaire à sa fusion et d'une coquille dans laquelle l 'hydrogène fusionne pour devenir de l'hélium.



schema geante rouge


Image d'une géante rouge 

C'est une étoile dont le cœur est formé d'hélium avec une mince «coquille» où l'hydrogène est brûlé par fusion. La taille de la géante rouge est beaucoup plus grande que celle d'une même étoile sur la Séquence Principale.





Mais pour les étoiles dont la masse du cœur est inférieure à 1.4 fois celle du soleil, le processus s'arrête lorsque tout l'hélium est épuisé : En effet, la nouvelle contraction du cœur ne permettra pas d'atteindre une température suffisante pour amorcer la fusion du carbone.

Les réactions nucléaires s'arrêtent donc là, et l'étoile termine sa vie nucléaire.

Cependant, en éteignant sa fournaise nucléaire, l'étoile n'arrive plus à supporter son propre poids et son noyau s'effondre rapidement sous l'effet de la gravité.



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- TPE Astronomie Année 2001 -