Comment les étoiles meurent-elles ?

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Crédits : NASA

Comme tous les autres objets de l’Univers, les étoiles ne sont pas éternelles. Elles finissent par s’éteindre, remplacées par d’autres qui prendront leur place. Toutefois, toutes les étoiles ne subissent pas le même sort. En fonction de leur masse, leur fin peut être plus ou moins violente et chaotique.

Toutes les étoiles ne possèdent pas une masse identique et sont classées par les astrophysiciens en fonction de leur température effective et leur luminosité. Des naines rouges aux géantes bleues en passant par les étoiles variables, il existe plusieurs types d’étoiles aux caractéristiques et propriétés différentes. Ainsi, les étoiles peu massives, intermédiaires et très massives présentent des destins différents.

Le destin paisible des petites étoiles

Les petites étoiles ont une durée de vie extrêmement longue. En raison de leur petite taille, elles n’ont pas besoin de beaucoup d’énergie pour contrer la pression gravitationnelle ; elles n’utilisent donc que leurs réserves d’hydrogène. L’atmosphère de ces étoiles circule constamment et est très dynamique, poussant l’hydrogène des couches supérieures vers le noyau, alimentant la réaction de fusion.

Une étoile naine rouge typique brûlera de l’hydrogène au sein de son noyau pendant des milliards d’années. Au fur et à mesure que ces petites étoiles vieillissent, elles deviennent progressivement plus brillantes jusqu’à ce qu’elles se désagrègent, devenant une masse inerte et froide d’hélium et d’hydrogène dérivant dans l’Univers.

La fin explosive des étoiles massives

Lorsque les étoiles massives meurent, c’est une fin relativement violente. En raison de l’augmentation du volume de ces étoiles, les réactions de fusion doivent se produire beaucoup plus rapidement afin de maintenir l’équilibre avec la gravité. Bien qu’elles soient plus massives que leurs cousines naines rouges, ces étoiles ont une durée de vie beaucoup plus courte : en quelques millions d’années seulement, elles s’éteignent.

Mais quand des étoiles massives meurent, elles s’éteignent dans toute leur splendeur. Leur taille énorme signifie qu’il y a suffisamment de pression gravitationnelle pour non seulement fusionner l’hydrogène, mais aussi l’hélium, le carbone, l’oxygène, le magnésium et le silicium. Un bon nombre des éléments du tableau périodique sont produits à l’intérieur de ces étoiles géantes, vers la fin de leur vie.

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Schéma montrant l’évolution d’une étoile massive en supernova de type II. © Space

Cependant, une fois que ces étoiles forment un noyau de fer, c’est la fin. Tout ce matériau entourant le fer fait pression sur le noyau, mais la fusion du fer ne libère pas d’énergie pour contrer cette énorme pression. Au lieu de cela, le noyau se contracte à des densités si incroyables que les électrons sont poussés à l’intérieur des protons, transformant le noyau entier en une boule géante de neutrons.

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Cette boule de neutrons est capable — temporairement, au moins — de résister à l’effondrement par écrasement, déclenchant une explosion de supernova. Une supernova moyenne libère plus d’énergie en une semaine que notre soleil n’en libèrera au cours de ses 10 milliards d’années de vie. L’onde de choc et la matière éjectée lors de l’explosion forment des bulles dans le milieu interstellaire, perturbent les nébuleuses et éjectent même de la matière hors des galaxies. Lorsque des supernovas se produisent dans notre entourage, les explosions sont suffisamment brillantes pour apparaître pendant la journée et peuvent même être plus lumineuses que la pleine Lune de nuit.

La mort chaotique des étoiles intermédiaires

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Ce sont les étoiles de taille moyenne qui subissent le destin le moins envieux. Trop massives pour s’éteindre tranquillement et trop petites pour déclencher une explosion de supernova, elles se transforment en intermédiaire chaotique. Pour ces étoiles moyennes (qui incluent des étoiles comme le Soleil), le problème est qu’une fois qu’une masse d’oxygène et de carbone se forme dans le noyau, il n’y a pas assez de masse environnante pour fusionner ces atomes en atomes plus lourds.

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Cycle d’évolution du Soleil. © AstroFR

Les couches périphériques de l’étoile réagissent à cette situation en gonflant démesurément, produisant une géante rouge. Lorsque notre soleil se transformera en une géante rouge, son bord atteindra presque l’orbite de la Terre. Cette phase de géante rouge est instable, et ces étoiles passent par des cycles d’effondrement/gonflement, éjectant de grandes quantités de matériaux aux alentours.

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Dans ses derniers instants, une étoile de taille moyenne éjecte le reste de sa matière et devient une nébuleuse planétaire effervescente, de fines mèches de gaz et de poussière entourant le noyau maintenant exposé de carbone et d’oxygène au centre. Ce noyau prend un nouveau nom lorsqu’il est exposé au vide de l’espace : une naine blanche. La naine blanche illumine la nébuleuse planétaire environnante, lui transférant de l’énergie pendant environ 10’000 ans avant que le cadavre stellaire ne se refroidisse trop pour continuer à produire cette luminosité.

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