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Les cycles de vie des étoiles : Comment se forment les supernovae

Il est très poétique de dire que nous sommes faits de la poussière des étoiles. Etonnamment, c’est aussi vrai ! Une grande partie de notre corps, et de notre planète, est constituée d’éléments qui ont été créés lors de l’explosion d’étoiles massives. Voyons exactement comment cela peut être le cas.

Cycles de vie des étoiles

Le cycle de vie d’une étoile est déterminé par sa masse. Plus sa masse est importante, plus son cycle de vie est court. La masse d’une étoile est déterminée par la quantité de matière disponible dans sa nébuleuse, le nuage géant de gaz et de poussières dont elle est issue. Au fil du temps, l’hydrogène de la nébuleuse est rassemblé par la gravité et se met à tourner sur lui-même. Finalement, la température atteint 15 000 000 de degrés et la fusion nucléaire se produit dans le nuage. Le nuage commence à briller, se contracte un peu et devient stable. Il est maintenant une étoile de la séquence principale et restera à ce stade, brillant pendant des millions ou des milliards d’années. C’est le stade auquel se trouve notre Soleil en ce moment.

Alors que l’étoile de la séquence principale brille, l’hydrogène de son cœur est converti en hélium par fusion nucléaire. Lorsque la réserve d’hydrogène du noyau commence à s’épuiser et que l’étoile ne produit plus de chaleur par fusion nucléaire, le noyau devient instable et se contracte. L’enveloppe extérieure de l’étoile, qui est encore composée principalement d’hydrogène, commence à se dilater. En se dilatant, elle se refroidit et devient rougeoyante. L’étoile a maintenant atteint la phase de la géante rouge. Elle est rouge parce qu’elle est plus froide qu’au stade d’étoile de la séquence principale et c’est une géante parce que l’enveloppe extérieure s’est étendue vers l’extérieur. Au cœur de la géante rouge, l’hélium fusionne en carbone. Toutes les étoiles évoluent de la même manière jusqu’à la phase de la géante rouge. La quantité de masse d’une étoile détermine lequel des chemins suivants du cycle de vie elle empruntera à partir de là.

Le cycle de vie d’une étoile de faible masse (ovale de gauche)et d’une étoile de forte masse (ovale de droite).

L’illustration ci-dessus compare les différentes voies d’évolution qu’empruntent les étoiles de faible masse (comme notre Soleil) et les étoiles de forte masse après la phase de redgiance. Pour les étoiles de faible masse (côté gauche), après la fusion de l’hélium en carbone, le noyau s’effondre à nouveau. Lorsque le noyau s’effondre, les couches externes de l’étoile sont expulsées. Une nébuleuse planétaire est formée par les couches externes. Le noyau reste sous la forme d’une naine blanche et finit par se refroidir pour devenir une naine noire.

À droite de l’illustration se trouve le cycle de vie d’une étoile massive (10 fois ou plus la taille de notre Soleil). Comme les étoiles de faible masse, les étoiles de forte masse naissent dans des nébuleuses et évoluent et vivent dans la séquence principale. Toutefois, leurs cycles de vie commencent à différer après la phase de géante rouge. Une étoile massive va connaître une explosion de type supernova. Si le vestige de l’explosion est 1,4 à 3 fois plus massif que notre Soleil, il deviendra une étoile à neutrons. Le noyau d’une étoile massive dont la masse est plus de trois fois supérieure à celle du Soleil après l’explosion se comportera tout autrement : la force de gravité l’emportera sur les forces nucléaires qui empêchent les protons et les neutrons de se combiner. Le noyau est donc avalé par sa propre gravité. Il est maintenant devenu un trou noir qui attire facilement toute matière et énergie qui s’approche de lui. Ce qui se passe entre la phase de géante rouge et l’explosion de la supernova est décrit ci-dessous.

De la géante rouge à la supernova : le chemin de l’évolution des étoiles de grande masse

Une fois que les étoiles qui sont 5 fois ou plus massives que notre Soleil atteignent la phase de géante rouge, la température de leur noyau augmente car les atomes de carbone sont formés à partir de la fusion des atomes d’hélium. La gravité continue de tirer les atomes de carbone ensemble alors que la température augmente et que d’autres processus de fusion se déroulent, formant de l’oxygène, de l’azote et finalement du fer.

Les deux supernovae, une jaune rougeâtre et une bleue, forment une paire rapprochée juste en dessous du centre de l’image (à droite du noyau de la galaxie) Crédit image : C. Hergenrother, Observatoire Whipple, P. Garnavich, P.Berlind, R.Kirshner (CFA).

Lorsque le noyau contient essentiellement du fer, la fusion dans le noyau cesse.C’est parce que le fer est le plus compact et le plus stable de tous les éléments. Il faut plus d’énergie pour briser le noyau de fer que celui de tout autre élément. La création d’éléments plus lourds par la fusion du fer nécessite donc un apport d’énergie plutôt qu’une libération d’énergie. Puisque le noyau ne dégage plus d’énergie, en moins d’une seconde, l’étoile entame la phase finale de l’effondrement gravitationnel. La température du noyau s’élève à plus de 100 milliards de degrés alors que les atomes de fer sont écrasés les uns contre les autres. La force répulsive entre les noyaux l’emporte sur la force de gravité, et le noyau recule hors du cœur de l’étoile dans une onde de choc, que nous voyons comme une explosion de supernova.

Lorsque le choc rencontre de la matière dans les couches souterraines de l’étoile, celle-ci est chauffée, fusionne pour former de nouveaux éléments et des isotopes radioactifs. Alors que beaucoup des éléments les plus courants sont fabriqués par fusion nucléaire dans le cœur des étoiles, il faut les conditions instables de l’explosion de la supernova pour former beaucoup des éléments les plus lourds.L’onde de choc propulse cette matière dans l’espace.La matière qui est explosée loin de l’étoile est maintenant connue comme un reste de supernova.

La matière chaude, les isotopes radioactifs, ainsi que le reste du cœur de l’étoile explosée, produisent des rayons X et des rayons gamma.

Pour l’élève

En utilisant les informations de base ci-dessus, (et des sources d’information supplémentaires de la bibliothèque ou du web), faites votre propre diagramme du cycle de vie d’une étoile de masse élevée.

Pour l’élève

En utilisant le texte, et toute référence imprimée externe, définissez les termes suivants : proto-étoile, cycle de vie, étoile de la séquence principale, géante rouge, naine blanche, naine noire, supernova, étoile à neutrons, pulsar, trou noir, fusion, élément, isotope,rayons X, rayons gamma.