Étude sur le cycle de vie des étoiles et leur classification

Les étoiles sont-elles toutes identiques et éternelles ? Par quel moyen produisent-elles de la lumière ? Que serait un monde sans étoile ?

Ce que l’on voit correspond-il à ce qui est ?
Galilée disait : « Observer ne suffit pas pour comprendre ».
Contrairement à ce que l’on pourrait penser en observant le ciel, la nuit, à l’œil nu, il existe une grande variété d’étoiles. Non seulement ces astres à l’apparence éternelle et constante ont une genèse, évoluent selon divers processus et phases, puis « meurent », mais possèdent également chacune leurs propres caractéristiques : tout cela en mouvement permanent.
L’étude des étoiles touche-t-elle, finalement, à notre propre existence ?
« On m’a dit : Tu n’es que cendres et poussières. On a oublié de me dire qu’il s’agissait de poussières d’étoiles » (Hubert Reeves)
En effet, tous les atomes qui nous composent, et composent la matière en général dans l’Univers, ont été formés (à partir d’hydrogène) dans les étoiles.
En définitive, que se passe-t-il réellement au cœur des étoiles ? Comment obtenir tant d’informations sur celles-ci sans pouvoir les approcher ?

De quelle manière une étoile se forme-t-elle ?

Une étoile se forme dans d’immenses nuages de gaz constitués en très grande partie d’hydrogène (1 p+ 1 e), pouvant mesurer des dizaines d’années-lumière. Ces gigantesques nuages d’hydrogène émanent notamment de supernovas (explosions d’étoiles en fin de vie), et les étoiles à l’origine de ces supernovas proviennent de nuages de gaz. Cela induit donc que chaque étoile provient d’une autre étoile morte (n’est-ce pas extraordinairement merveilleux ?) !! Ces nuages de gaz sont d’une densité infinitésimale (quelques dizaines d’atomes/cm3, comparativement à la Terre, environ 5×1019, c’est-à-dire plus de 50 milliards de milliards d’atomes/cm3) et s’étendent sur des longueurs astronomiques (jeu de mots totalement involontaire). En sachant que la seule force à laquelle ils sont soumis est leur propre gravité, les atomes s’attirent entre eux et le nuage se densifie progressivement : on dit que le nuage s’effondre sur lui-même. L’attraction gravitationnelle étant extrêmement faible, (l’interaction gravitationnelle est l’interaction fondamentale la plus faible) cela se déroule durant des millions d’années. Quand la densité du nuage est suffisamment importante, les atomes d’hydrogène s’associent pour former des molécules de dihydrogène (transformation chimique). Ce sont maintenant des nuages moléculaires.

Formation d'une proto-étoile
© MH info
Formation d’une proto-étoile
La nébuleuse de l'aigle
© NASA
La nébuleuse de l’aigle

Plus le nuage est dense, plus la pression et la température augmentent.

À partir de 3 000 °C les molécules de dihydrogène se séparent en atomes d’hydrogène, puis entre 6 000 et 10 000 °C les atomes sont ionisés, formant un plasma. L’effondrement du nuage de gaz peut encore durer des centaines de milliers d’années, et l’étoile ne brille pas encore (on l’appelle proto-étoile). Quand la température atteint environ 10 millions de degrés, les réactions de fusion nucléaire peuvent débuter (voir « les réactions nucléaires »), et l’étoile peut à présent commencer à briller.

Le théorème de Vogt-Russel, établi par Heinrich Vogt et Henry Norris Russell, affirme que la suite de leur évolution sera entièrement déterminée par leur masse. Bien qu’il n’ait jamais été formellement prouvé, il est tout de même considéré comme théorème. La composition chimique des étoiles peut cependant influer sur le mécanisme de fusion nucléaire utilisé par celle-ci. Nous pouvons également parler de métallicité, la fraction de sa masse qui n’est pas constituée d’hydrogène ou d’hélium

Comment se déroule la fusion au cœur des étoiles ?

Dès lors commence la phase essentielle de chaque étoile, la séquence principale. Celle-ci représente la plus longue période de la vie d’une étoile, comme son nom l’indique. Pendant l’intégralité de cette dernière, l’étoile fusionne son hydrogène.
La fusion stellaire est légèrement différente de celle d’une bombe H ou de celles que l’on aimerait déclencher au sein d’une centrale à fusion nucléaire, notamment grâce au projet ITER sur Terre. Comme vous avez dû le voir sur l’article concernant les réactions nucléaires, l’effet tunnel se produit environ 1 fois tous les 100 millions (10-8) de collisions. Dans une étoile comme le Soleil, un proton subit environ 2 milliards de milliards de collision/seconde (1015/s). Donc chaque seconde, l’effet tunnel peut se produire environ 20 millions de fois (2 x 1015 x 10-8 = 20 millions).
La fusion ne peut se produire que dans le noyau de l’étoile, la zone possédant la température la plus élevée de cette dernière, représentant seulement quelques pourcentages de son volume mais tout de même 30% de sa masse. La température y est de l’ordre de 15 millions Kelvins et la pression d’environ 26 pétapascal (dans une étoile comme le Soleil), c’est-à-dire environ 70 000 fois plus qu’au noyau de la Terre. À titre de comparaison, nous pouvons mettre 2 millions de fois plus d’atomes d’hydrogène dans 1 mde noyau solaire que sur Terre.

Un proton peut se transformer en neutron par radioactivité 𝜷+ grâce à l’interaction nucléaire faible avec une probabilité d’une fois sur 1024 (1 million de milliards de milliards). Pour être exact, cette transformation est la conséquence apparente d’une autre transformation : un des quarks downs du proton interagit avec le champ faible et se désintègre en un neutron et un boson W+, lequel se désintègre en positron et neutrino.

La chaîne la plus courante est la chaîne proton-proton, ou chaîne PP (PP1 en l’occurrence, il existe plusieurs variantes, PP2 et PP3) :
Tout d’abord, 2 protons fusionnent (dont un qui se transforme en neutron par radioactivité 𝜷+, de même que ci-dessus) formant du Deutérium (un isotope de l’hydrogène, constitué d’un proton et d’un neutron). Un neutrino est émis, ainsi qu’un positron (antiélectron ; antimatière), lequel s’annihile presque instantanément en énergie avec un électron (étant donné qu’il se trouve dans un « nuage » d’électrons libres), notamment sous forme de rayons gamma (photons de très haute énergie). Le Deutérium fusionne avec un autre proton, formant de l’hélium-3 et beaucoup d’énergie est encore émise. Enfin, 2 atomes d’hélium-3 fusionnent pour enfin former de l’hélium-4, accompagné de 2 neutrons en libérant, de nouveau, énormément d’énergie. Soit l’équation de réaction suivante :

1
1
H + 1
1
H → 2
1
H + e+ + 𝜈e
e+ + e → 2𝜸
2
1
H + 1
1
H → 3
2
H + 𝜸
3
2
H + 3
2
H → 4
2
He + 1
1
H + 1
1
H

Schéma de la chaîne proton-proton
© MH info
Schéma de la chaîne proton-proton

Pour rappel, les réactions de fusion sont théoriquement impossibles, mais se produisent seulement grâce à l’effet tunnel (qui se produit environ 1 fois tous les 100 milliards de collisions), et la radioactivité 𝜷+ (1 fois sur 1 million de milliards de milliards). Dans les cas où la radioactivité ne se produit pas, les protons se séparent du fait de leur même charge électromagnétique. Finalement, heureusement que la fusion au cœur du Soleil n’est pas plus efficace parce que, dans le cas contraire, il aurait épuisé l’intégralité de son hydrogène en quelques millions d’années seulement (en comparaison à environ une dizaine de milliards d’années pour une étoile de type spectral G), et vous n’existeriez pas et encore moins pour lire ce texte. Pour démontrer que l’énergie de fusion libérée est faible et les réactions de fusion sont rares (à petite échelle évidemment), on peut imaginer que l’on serait en possession d’un mètre cube de Soleil : il ne produirait seulement 300 W. De quoi alimenter 3 veilles petites ampoules. Ainsi, du haut de ses inconcevables plus de 1,412 x 1018 m3 (14 120 milliards de milliards de mètre cube), soit environ 10 zm3 (zettamètre cube), le Soleil fusionne chaque seconde environ 633 millions de tonnes d’hydrogène en 628 millions de tonnes d’hélium. Ceci représente en effet 5 millions de tonnes d’hydrogène convertie en énergie, soit 4 x 1026 joules (400 yottajoules ou 400 millions de milliards de milliards de joules !), équivalent à 1011 TWh, soit autant que la consommation mondiale d’électricité (telle qu’en 2018) pendant environ 2 millions et demi d’années ! En résumé de ces chiffres qui dépassent de loin l’entendement : le soleil étant un plasma, il y a peu de molécules par m3, et donc peu de réaction nucléaires par m3. Compte tenu de sa taille, l’énergie libérée est phénoménale.

Il existe néanmoins une autre chaîne convertissant l’hydrogène en hélium, appelé cycle CNO (de l’anglais carbon-nitrogen-oxygen cycle, ou cycle carbone-azote-oxygène en français). Logiquement, pour que le cycle CNO se produise, il faut que l’étoile contienne du carbone, qui n’a pas été produit lors du Big Bang (75% d’hydrogène et 25% d’hélium). Il était donc impossible dans les étoiles primordiales (les premières étoiles) – de métallicité nulle – que le cycle CNO se produise. Par ailleurs, la température nécessaire à ce mécanisme de fusion est plus élevée que pour la chaîne proton-proton. Ainsi, le cycle CNO est majoritaire dans les étoiles massives. En réalité, le carbone, l’azote et l’oxygène ne sont pas réellement consommés durant la réaction, mais agissent plutôt en tant que catalyseurs : ils sont nécessaires à la réaction, mais sont reproduits à la fin. Nous pouvons aussi qualifier l’azote et l’oxygène de produits intermédiaires, étant donné qu’ils sont produits puis consommés durant la réaction. Le carbone-12 fusionne avec un proton pour former de l’azote-13, libérant de l’énergie notamment sous forme de rayon gamma. L’azote-13 étant instable, il se désintègre par radioactivité 𝜷+ en carbone-13, positron ainsi que neutrino. Le positron s’annihile aussitôt avec un électron en produisant 2 rayons gamma. Le carbone-13 fusionne ensuite avec un autre proton formant de l’azote-14 ainsi qu’un rayon gamma. L’azote-14 fusionne avec un nouveau proton, produisant de l’oxygène-15 ainsi qu’un rayon gamma supplémentaire. L’oxygène-15 est lui aussi instable, il subit donc également une désintégration 𝜷+ formant de l’azote-15, un positron et un neutrino. Le positron s’annihile de la même manière. Enfin, l’azote-15 fusionne avec un proton, reproduisant le carbone-12 ainsi que de l’hélium-4. Nous retrouvons bien le carbone-12 présent initialement, ce qui confirme donc le fait qu’il a bien servi de catalyseur. Soit l’équation de réaction suivante :

12
6
C
+ 1
1
H → 13
7
N + 𝜸
13
7
N → 13
6
C + e+ + 𝜈e
e+ + e → 2𝜸
13
6
C + 1
1
H → 14
7
N + 𝜸
14
7
N + 1
1
H → 15
8
O + 𝜸
15
8
O → 15
7
N + e+ + 𝜈e
e+ + e → 2𝜸
15
7
N + 1
1
H → 12
6
C
+ 4
2
He

Schéma du cycle CNO
© MH info
Schéma du cycle CNO

Les réactions nucléaires peuvent se faire par plusieurs types de fusion dans différentes régions de la même étoile : 90% des réactions nucléaires du Soleil se font par la chaîne proton-proton, et les 10% restant par le cycle CNO. Le paramètre le plus conséquent influant sur le fait qu’un type de fusion soit prépondérant au cœur d’une étoile est la température : le franchissement de la barrière coulombienne (la barrière énergétique), nécessaire aux réactions du cycle CNO est bien plus importante que celui nécessaire aux réactions de la chaîne PP. Ainsi, la probabilité que l’effet tunnel se produise est moins élevée pour le cycle CNO que pour la chaîne PP, c’est pourquoi la chaîne PP est prépondérante à basse température (et donc dans les étoiles peu massives). Au contraire, plus la température augmente, plus la probabilité que l’effet tunnel se produise pour le cycle CNO est élevée, et c’est pour cela que le cycle CNO est prédominant à plus haute température (et donc dans les étoiles plus massives). Le principe est le même pour la prépondérance d’une variante de la chaîne PP ou du cycle CNO. La présence plus ou moins importante de carbone peut également entrer en ligne de compte pour la prépondérance de la chaîne PP ou du cycle CNO.
Pour illustrer ces dernières explications, voici quelques chiffres :
La chaîne PP fusionne, en moyenne, l’hydrogène en hélium à partir de 107 K jusqu’à 2,3 x 107K. Le cycle CNO fusionne, en moyenne, l’hydrogène en hélium à partir de 1,5 x 107 K, et devient dominant de la chaîne PP à partir 1,8 x 10K.

L’équilibre hydrostatique, une opposition constante

Principalement deux forces s’opposent dans les étoiles : 

  • La gravité, contractant l’étoile sur elle-même
  • La pression au cœur de l’étoile, qui fait s’expandre l’étoile. 

Avant que les réactions nucléaires ne débutent, la gravité fait se contracter l’étoile sur elle-même, faisant croître la température, assez pour démarrer la fusion de l’hydrogène. Cela génère une forte pression, et l’étoile s’expand. Quand ces 2 forces se stabilisent, c’est-à-dire que l’attraction gravitationnelle subie est compensée par l’action des forces de pression, on dit que l’étoile est à son équilibre hydrostatique : quand les réactions de fusion diminuent, la température baisse et la gravité contracte le noyau, ce qui fait croître la température, relance les réactions nucléaires, réchauffe le noyau, le dilate, diminuant la température et ainsi de suite…

Schéma de l'équilibre hydrostatique
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Schéma de l’équilibre hydrostatique
© MH info
Animation sur l’équilibre hydrostatique

Le diagramme Hertzsprung-Russel, un outil de référence

Diagramme Hetzsprung-Russel
© MH info
Diagramme Hetzsprung-Russel

Le diagramme Hertzsprung-Russel (ou diagramme H-R) est un graphique permettant de classer les étoiles selon leur luminosité absolue (en ordonnée) et leur type spectral (en abscisse). Il a été développé par Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russel et a notamment contribué à établir une théorie de l’évolution stellaire (ensemble des phénomènes allant de la formation à la « mort » d’une étoile). C’est un outil de référence en astrophysique stellaire (la branche de l’astrophysique étudiant les étoiles), de même que le tableau périodique des éléments en chimie. En effet, le mot stellaire signifie relatif aux étoiles, du latin « stella » signifiant étoile.

La luminosité (en astronomie) correspond à la quantité d’énergie émise par un quelconque corps céleste par unité de temps. 

Nous pouvons distinguer deux types de luminosité :

  • La luminosité relative correspond à la luminosité que nous percevons de notre position et dépend donc de la distance au corps céleste.
  • La luminosité absolue correspond à la véritable quantité d’énergie émise par l’objet. 

Nous pouvons calculer la luminosité absolue grâce à la luminosité relative de l’étoile ainsi qu’à sa distance à nous en appliquant une relation mathématique. Avec à la luminosité absolue (et la température, relativement facile à obtenir), nous pouvons notamment calculer le rayon d’une étoile, avec la loi de Stefen-Boltzman, établie entre 1879 et 1884 par Joseph Stefen et Ludwig Boltzman.

Nous pouvons déterminer la température de surface d’une étoile grâce à la loi du déplacement de Wien, découverte à l’aube du XXème siècle par Wilhelm Wien :

𝛌max = 2,89777291 x 10-3
//////////////T//////////////
(avec T en kelvins et 𝛌max en mètres)

La lettre grecque 𝛌 (lambda) est utilisée, en physique, comme symbole de la longueur d’onde : 𝛌max correspond donc à la longueur d’onde de la lumière la plus émise. T correspond à la température absolue (c’est-à-dire en Kelvins) et  2,89777291 x 10-3 à la constante de Wien.
Pour trouver 𝛌max, on utilise un spectre électromagnétique et l’on cherche le flux lumineux le plus intense du spectre. 
En clair, cette formule indique que la longueur d’onde à laquelle un corps noir émet le plus de flux lumineux (puissance lumineuse) est inversement proportionnelle à la température de ce corps. Le corps noir est un objet idéal, qui absorberait tout le rayonnement électromagnétique qu’il reçoit, l’utiliserait pour se chauffer, puis émettrait un rayonnement, appelé rayonnement de corps noir. Il existe cependant des corps qui ont un comportement proche de celui d’un corps noir : étoiles, lampes à incandescence, métaux chauffés (incandescents) ou encore lave.

Spectre du rayonnement de corps noir
© MH info © Hafhalifax magazine
Spectre du rayonnement de corps noir
Spectre du rayonnement solaire
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Spectre du rayonnement solaire comparé à celui d’un corps noir à 5800 K : en jaune, le réel spectre solaire avant le passage de sa lumière dans l’atmosphère terrestre, et en rouge, le spectre solaire observé au sol, après le passage de sa lumière dans l’atmosphère terrestre. En bleu, les raies d’absorption correspondant aux éléments chimiques présents dans l’atmosphère terrestre.

Nous cherchons T, donc :

T = 2,89777291 x 10-3
//////////////𝛌/////////////

Par exemple la couleur que le Soleil émet le plus est le vert, c’est-à-dire une longueur d’onde d’environ 500 nm. Sa température de surface est donc d’environ 5800 K :

T = 2,89777291 x 10-3
//////0,0000005//////
≃ 5800 K (soit 6100°C)

Pour un corps dont la lumière la plus émise correspond à une longueur d’onde d’environ 600 nm (rouge), sa température de surface est d’environ 4830 K :

T = 2,89777291 x 10-3
//////0,0000006//////
≃ 4830 K (soit 5130°C)

Nous pouvons donc en déduire que plus la longueur d’onde est faible, plus la température est élevée. La raison est simplement que plus un corps est chaud, plus les photons émis possèdent d’énergie. Or plus un photon possède d’énergie, plus sa longueur d’onde est faible (et sa fréquence élevée, pour information).

Une source d’informations indispensable : la lumière

La spectroscopie (ou spectrométrie) stellaire correspond à l’étude des spectres électromagnétiques des étoiles, c’est-à-dire l’étude de la décomposition et du classement des rayonnements électromagnétiques des étoiles.

Les raies d’absorption et d’émission des spectres observés permettre de déterminer la composition des étoiles. Petite digression permettant de comprendre ce que sont les raies d’absorption et d’émission :
Les électrons peuvent monter d’un niveau d’énergie (associé à une orbitale) en absorbant de l’énergie ou descendre d’un niveau en émettant de l’énergie – un photon en général. De ce fait, plus un électron se situe sur un niveau d’énergie éloigné du noyau de l’atome auquel il appartient, plus son énergie est élevée. Quand un électron absorbe un photon, on dit qu’il est excité. Le photon que l’électron doit absorber ou émettre pour changer de niveau d’énergie a une longueur d’onde très précise, correspondant à l’énergie nécessaire au passage d’un niveau à l’autre. Étant donné que seules certains niveaux extrêmement précis sont autorisés (voir le « le saviez-vous ? Qu’est-ce que la dégénérescence électronique ? ») et qu’ils dépendent de l’atome, ils sont calculables – et calculés. Ces calculs ont par ailleurs fait l’objet de décennies d’expérimentations, afin de connaître la quantité d’énergie (ou la longueur d’onde) précise nécessaire à ce qu’un électron passe d’un niveau à un autre, quel que soit le niveau ou l’atome. Imaginons que nous envoyons un faisceau de lumière blanche dans un milieu contenant un certain élément et que nous décomposons ensuite ce faisceau : les raies correspondantes à une longueur d’onde de 656 nm, 486 nm, 434 nm, 410 nm et 396 nm ne sont plus présentes (cela est représenté par une raie noire sur un spectre électromagnétique). Cela signifie que le faisceau de lumière est passé dans un milieu contenant de l’hydrogène ! Nous pouvons donc prendre le spectre électromagnétique de la lumière provenant de la surface d’une étoile, et en déduire sa composition.

Spectre d'absorption de l'hydrogène
© Schoolmouv
Spectre d’absorption de l’hydrogène

À l’inverse, quand un électron est dans un état excité, il arrive un moment où il doit se désexciter, en libérant de l’énergie : l’électron de l’atome d’hydrogène émet un photon -dans une direction aléatoire – correspondant à une des longueurs d’onde ci-dessus (un élément n’absorbe que les rayonnements qu’il est capable d’émettre). De la même manière, on peut retrouver que c’est un atome d’hydrogène qui a émis un photon.

Spectre d'émission de l'hydrogène
© Schoolmouv
Spectre d’émission de l’hydrogène

Selon quels critères classifie-t-on les étoiles ?

Romain Angelo Secchi est le premier à avoir proposé une méthode de classification des étoiles, en 1866. Pour ce faire, il s’appuie notamment sur les caractéristiques des spectres électromagnétiques des étoiles, et les divise en 5 classes (simplement de I à V). Seulement, ces classes étaient jugées trop vagues et regroupant un nombre trop élevé d’étoiles différentes ensemble.
Nous utilisons de nos jours la classification de Harvard, développée en partie dans l’observatoire de l’Université d’Harvard par Henry Draper, peu après Secchi. Malheureusement, ce dernier mourut en 1882 à l’âge de 45 ans, avant de la terminer. Sa femme légua beaucoup d’argent à l’observatoire afin que le travail de classification débuté par son mari soit achevé. Il le fut notamment par Williamina Fleming qui classa les étoiles par intensité de leurs raies d’hydrogène, puis revu et complété par Annie Jump Cannon qui simplifia et réorganisa l’ordre des classes par température, des plus chaudes au plus froides. Enfin, cette classification fut publiée dans le « Henry Draper Catalogue » (en hommage à celui-ci), comptant alors plus de 225 000 étoiles (nommées « HD », suivit d’un numéro), dans les années 1920. Cette classification catégorise donc aussi les étoiles selon leurs spectres, organisés en type spectral, et par conséquent, par température de surface (loi de Wien) : en fonction de la température l’intensité des raies change (une étoile chaude aura davantage de raies possédant une longueur d’onde basse qu’une étoile de température moyenne). En résumé, on peut déduire la composition d’un corps grâce à la spectroscopie (et déduire de la composition d’une étoile son âge : si elle possède beaucoup d’hydrogène, on en déduit que c’est une étoile jeune), la vitesse relative de déplacement de l’étoile grâce à l’effet Doppler et la température de surface grâce à la loi de Wien ou encore la vitesse de rotation grâce à la variation du champ magnétique. On classe les étoiles à l’aide des types O, B, A, F, G, K, M, L, T et Y en précisant la sous-classe entre 0 et 9 (O0 étant le type spectral le plus chaud). Une étoile de type O aura des raies bleues intenses alors qu’une étoile de type M n’aura presque aucune raie bleue. Les types L, T et Y – les naines brunes – ont été ajouté plus tard, ainsi que les types WR (Wolf-Rayet) et LBV. Les étoiles LBV (de l’anglais luminous blue variable (star), (étoile) variable lumineuse bleue en français) sont extrêmement rares, instables et massives. Elles sont bleues (type spectral O ou B) et se trouvent dans la classe de luminosité des hypergéantes (extrêmement lumineuses) : elles le sont tant qu’elles tendent à atteindre la limite d’Eddington, établie en 1921 par Arthur Eddington et observées par Edwin Hubble dans la galaxie d’Andromède. Quand celle-ci est atteinte, la pression exercée par l’étoile grâce aux réactions nucléaires est tellement élevée que l’étoile n’est plus en équilibre hydrostatique, et que la pression l’emporte sur la gravitation : cela entraîne un vent stellaire très intense (flux de gaz expulsé d’une étoile) des couches externes de l’étoile (les couches externes sont littéralement « soufflées »). Elle devient alors une « simple » étoile WR. Cette limite correspond donc à la luminosité maximale qu’une étoile peut atteindre, définie en fonction de sa masse.
Par ailleurs, le type spectral défini l’étoile en question à un moment donné (son type évolue dans le temps, voir comparaison plus bas)

On classe également les étoiles par luminosité absolue, selon la classification MKK (William Morgan – Philip C. Keenan – Edith Kellman) développée plus tard, en 1943. Elle se présente sous 8 classes de luminosité (ou branches) allant de 0 à VII :

  • Les hypergéantes (0) : Cette classe fut ajoutée après la découverte d’étoiles encore plus lumineuses
  • Les supergéantes (Ia et Ib)
  • Les géantes lumineuses (II) : Classe intermédiaire, plus lumineuses que les géantes, mais moins que les supergéantes.
  • Les géantes (III)
  • Les sous-géantes (IV) : Classe intermédiaire, plus lumineuses que les étoiles de la séquence principale, mais moins que les géantes.
  • La séquence principale (V) : Elle représente en effet l’écrasante majorité des étoiles, puisque la plus longue période de leur vie, conformément à ce vu en début d’article.
  • Les sous-naines (VI) : Terme peu utilisé.
  • Les naines blanches (VII) : Une naine blanche est un cadavre d’étoile, généralement au centre d’une nébuleuse planétaire. Elle est très dense : 1 cuillère à café pèserait près d’une tonne.

La classification des étoiles se fait donc selon leur spectre et leur luminosité absolue. Pour classer une étoile, on ajoute donc le chiffre correspondant à la classe de luminosité, après le type spectral et la sous-classe (F3 V par exemple). Cela permet de situer l’étoile dans le temps, contrairement au type spectral seul : une étoile de type G peut théoriquement tout aussi bien être dans la séquence principale que dans la branche des géantes, ou évoluer en étoile de type M… En ajoutant la classe de luminosité, nous pouvons placer l’étoile avec précision dans le diagramme, alors qu’avec le type spectral seulement, nous ne pouvons que la situer sur une ligne (elle peut théoriquement se trouver sur presque n’importe quelle branche). Voici un schéma qui sera sûrement plus clair :

Tableau de classification des étoiles de la séquence principale
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Tableau de classification des étoiles de la séquence principale
Type spectral seul
Type spectral seul : De nombreuses possibilités

 

Type spectral seul avec classe de luminosité
Type spectral seul avec classe de luminosité : De nombreuses possibilités

Phase finale de l’évolution stellaire : une période trépidante dans le cycle de vie d’une étoile

Dès l’instant où une étoile commence à briller, elle fusionne l’hydrogène situé en son cœur en hélium. Logiquement, plus elle consomme de l’hydrogène, moins il y en a de disponible, et il arrive donc un moment où il n’en reste plus. Or, quand les ressources en hydrogène sont épuisées, la fusion de l’hydrogène s’arrête, de même que, quand il n’y a plus de combustible dans un feu, la combustion s’arrête. Il y a cependant un souci : rappelez-vous de l’équilibre hydrostatique ! La suite de leur évolution sera déterminée par leurs masses :

Étoiles de moins de 0,08 M (naines brunes)
Ces étoiles refroidissent éternellement sans avoir réellement eu de séquence principale : c’est une étoile « mort-née », qui deviendra progressivement une naine blanche, puis une naine noire, l’évolution hypothétique d’une naine blanche, qui a tant refroidit qu’elle ne brille plus. Elle approche la température du zéro absolu (0 K ou -273,15 °C) et est hypothétique parce que l’Univers est encore (beaucoup) trop jeune pour avoir la possibilité de détecter une naine blanche autant refroidit. Même si l’Univers était assez âgé, il serait difficile de les détecter (elles émettent un rayonnement juste au-dessus des micro-ondes, difficile à détecter).

Étoiles comprises entre 0,08 et 0,3 M (naines rouges) :
Après un extraordinairement long séjour sur leur séquence principale, elles refroidissent, évoluant en naines blanches, puis en naines noires.

Étoiles comprises entre 0,3 et 8 M (majorité des types spectraux) :
Celles-ci se contractent et la température augmente de nouveau : suffisamment pour que l’hydrogène situé autour du noyau se mette à fusionner, et qu’elles se dilatent peu à peu pour commencer leur chemin vers leur prochaine phase de géante rouge : elles montent dans le diagramme et se décalent vers la droite (leur luminosité augmente et leur température diminue). Une fois l’hydrogène des couches externes épuisé, l’étoile se contracte finalement de nouveau, et recommence à chauffer. Les étoiles ayant une masse comprise entre 0,3 et 2 M deviennent si denses, que l’hélium situé en leur centre devient dégénéré (voir le « le saviez-vous ? Qu’est-ce que la dégénérescence électronique ? ») : la température n’est pas assez élevée pour commencer la fusion de l’hélium – qui engendreraitune pression thermique rétablissant un équilibre hydrostatique – et le noyau continue de s’effondrer sur lui-même. Quand la température atteint 100 000 000 K, l’hélium se met à fusionner par la chaîne triple alpha (ou triple-𝜶), fusionnant 3 particules alpha (hélium-4 sans électron – noyau d’atome d’hélium) en carbone-12, par l’intermédiaire du béryllium. Soit l’équation de réaction suivante :

4
2
He + 4
2
He → 8
4
Be + 𝜸
8
4
Be + 4
2
He → 12
6
C + 𝜸

Schéma de la chaîne triple-alpha
© MH info
Schéma de la chaîne triple-alpha

L’étoile se situe maintenant dans la branche appelée « branche horizontale ».
La température augmente, mais pas la pression : l’hélium étant dégénéré, la pression dépend très majoritairement de la densité. Le taux de fusion augmente du fait de la température, produisant encore plus de chaleur… Il n’y a donc pas de pression, régulant normalement les réactions nucléaires : la fusion de l’hélium s’emballe. Une onde de choc est produite, et la pression devient finalement brutalement thermique. La dégénérescence est levée, et la loi des gaz parfaits s’applique de nouveau : l’étoile se dilate subitement. Ce phénomène est appelé « flash de l’hélium » parce qu’il ne dure que quelques secondes et libère énormément d’énergie, mais n’est pas directement observable de la surface de l’étoile (par rayonnement électromagnétique) étant donné qu’il se produit dans le noyau de celle-ci.
Les étoiles ayant une masse comprise entre 2 et 8 M atteignent la température nécessaire à la fusion de l’hélium (108 K) avant que l’hélium ne devienne dégénéré.
L’étoile restera une géante rouge tant qu’il restera de l’hélium à fusionner, maintenant située dans la branche dite « branche asymptomatique des géantes ». Une partie du carbone produit peut fusionner avec de l’hélium pour enfin produire de l’oxygène-16. Soit l’équation de réaction suivante :

12
6
C + 4
2
He → 16
8
O + 𝜸

Fusion du carbone et de l'hélium en oxygène
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Fusion du carbone et de l’hélium en oxygène

Peu à peu, la fusion de l’hydrogène et de l’hélium se déplace vers l’extérieur (l’étoile se réchauffe dans son ensemble, et des régions de plus en plus éloignés du cœur atteignent les températures nécessaires aux fusions de l’hydrogène et de l’hélium, respectivement 3 x 107 K (cycle CNO) et 10K (chaîne triple-𝜶), en laissant un cœur principalement constitué de carbone-12 et d’oxygène-16. La fusion de l’hydrogène s’arrête, arrivant dans une région trop froide de l’étoile. En revanche, la fusion de l’hélium continue de se déplacer vers l’extérieur, et réchauffe l’étoile : la fusion de l’hydrogène reprend, puis s’arrête de nouveau en arrivant dans une région trop froide, et ainsi de suite… On appelle cela des « pulsations thermiques », provoquant des instabilités et des vents stellaires. La rencontre de deux vents stellaires produit alors une onde de choc (la fusion de l’hélium progresse plus rapidement que celle de l’hydrogène) : l’étoile éjecte ses couches de gaz externes (principalement constituées d’hélium et d’hydrogène) pour donner lieu à une nébuleuse planétaire. Il en restera en son centre un cadavre d’étoile : une naine blanche, constitué en grande partie de carbone et d’oxygène, qui restera éternellement, là, à refroidir pour devenir une naine noire. Une naine blanche est tant dense, qu’une cuillère à café pèserait près d’une tonne. Au-delà de 1,44 M – la masse de Chandrasekhar – la naine blanche évolue en supernova.

Une nébuleuse planétaire est un grand nuage de gaz, généralement de forme circulaire ou ovale, qui émane de l’expulsion des couches de gaz d’une étoile. On trouve généralement une naine blanche en son centre. L’adjectif « planétaire » n’est qu’historique : il provient du fait que, quand elles sont observées à basse résolution (elles furent découvertes durant la seconde moitié du XVIIIè siècle), elles ressemblent à des planètes. Le terme fut conservé, mais elles n’ont en effet aucun lien avec les planètes.

Finalement, si la naine blanche et la nébuleuse ne sont plus en fusion nucléaire, on ne pourraient pas les observer ? En effet, les naines blanches émettent un rayonnement thermique (situé dans le domaine des ultraviolets) permettant de ioniser la nébuleuse et d’observer la beauté de ces astres. Un rayonnement thermique est généré par l’agitation thermique des atomes, refroidissant donc la matière. Si bien que leur durée de vie est limitée à une dizaine de milliers d’années, lorsque la naine blanche a suffisamment refroidit pour ne plus émettre de rayonnement UV et que la nébuleuse est trop diluée dans l’espace : elle possède une vitesse d’expansion moyenne de 10 km/s !

Étoiles comprises entre 8 et 20 M (étoiles massives) :
Ces étoiles commencent leur évolution de la même manière que celles de masse comprise entre 0,3 et 8 M. Elles se contractent et la température augmente de nouveau : suffisamment pour que l’hydrogène situé autour du noyau se mette à fusionner, et qu’elles se dilatent peu à peu pour commencer leur chemin vers leur prochaine phase de géante rouge : elles montent dans le diagramme et se décalent vers la droite. Une fois l’hydrogène des couches externes épuisé, l’étoile se contracte finalement de nouveau, et recommence à chauffer.
Ces étoiles, plus massives, atteignent donc la température de 108 K avant la dégénérescence du cœur d’hélium : le flash de l’hélium ne se produira pas. Cette fusion se produira plus calmement, sans emballement des réactions. De même que qu’après la fusion de l’hydrogène, les réactions de fusion de l’hélium s’arrêtent (étant donné que l’hélium interne a été fusionné). Encore une fois, le cœur se contracte. Pareillement au flash de l’hélium pour les étoiles de masse comprise entre 0,3 et 2 M, la fusion du carbone se fera de manière, pour le moins… explosive. On appellera ce phénomène la détonation du carbone :
La contraction densifie tant le noyau de ces étoiles, que le carbone situé en leur centre devient dégénéré. Quand la température atteint 600 000 000 K, la fusion du carbone peut commencer, par la fusion de deux atomes de carbone-12 :

  • en néon-20 principalement, soit l’équation de réaction suivante :
    12
    6
    C + 12
    6
    C → 20
    10
    Ne + 4
    2
    He + 4,617 MeV
Fusion du carbone-12 en néon-20
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Fusion du carbone-12 en néon-20
  • Mais également en sodium-23, soit l’équation de réaction suivante :
    12
    6
    C + 12
    6
    C → 23
    11
    Na + 2,241 MeV
  • Ou magnésium-23, soit l’équation de réaction suivante :
    12
    6
    C + 12
    6
    C → 23
    12
    Mg + n

Le carbone étant dégénéré, la température augmente, mais pas la pression. Le taux de fusion augmente du fait de la température, produisant encore plus de chaleur… La fusion du carbone s’emballe. Les vents stellaires produits par cette énergie phénoménale se déplace cette fois-ci beaucoup plus rapidement que pour les étoiles moins massives : ils dépassent la vitesse du son (qui n’est pas de 340 m/s, elle change selon l’environnement), créant ainsi une onde de choc (voir le « Le saviez-vous ? Qu’est-ce qu’un bang supersonique ? » prochainement disponible). Les couches externes de l’étoile sont alors littéralement soufflées dans une extraordinaire et impressionnante explosion : une supernova. Certains électrons contenus dans le résidu en compression, se trouvant au centre du rémanent (matière éjecté lors d’une explosion de supernova), sont contraint électrons de pénétrer dans les noyaux d’atomes en fusionnant avec les protons, ces derniers devenant par conséquent des neutrons, en produisant une quantité extraordinaire de neutrinos. Ce processus est appelé URCA, supposé participer au refroidissement des étoiles à neutrons et naines blanches. La quantité de neutrons augmente également considérablement (p+ + e → n + 𝜈e). Ce résidu est appelé, tout simplement, une étoile à neutrons.
Les propriétés et la composition de ces astres d’une densité proche de celle d’un trou noir sont peu connues : elle renferment en moyenne entre 1,5 et 3 M dans une sphère d’une vingtaine de kilomètres.

Leur vitesse de rotation est très élevée (pouvant atteindre jusqu’à 716 tours par seconde) : du fait de leur contraction et par conservation du moment cinétique, leur vitesse de rotation augmente considérablement. Par exemple, le moment d’une force par rapport à un point est une grandeur physique traduisant la capacité de cette force à faire tourner un point autour de ce point. D’autre part, la quantité de mouvement est une grandeur physique vectorielle (grandeur représentée et définie par un ou plusieurs vecteur(s)), qui se conserve dans un système isolé (c’est-à-dire sans interaction avec son environnement), et est définie par le produit de la masse et la vitesse de l’objet. Soit : p = mv. On dit que le moment cinétique est le moment de la quantité de mouvement : c’est-à-dire que c’est le produit de la quantité de mouvement et du rayon (le moment d’un vecteur (en physique, donc) est toujours défini par un rayon). Le moment cinétique est un une grandeur vectorielle et, dans un système isolé (une étoile s’en rapproche, car l’influence des autres corps (planètes, autres étoiles…) est négligeable (de même que pour le corps noir) – sauf dans le cas d’une étoile double), une constante qui vaut L = R ∙ m ∙ V, pour une masse m (en kg) tournant à une distance R de l’axe (en m), avec une vitesse linéaire V (en m/s). Pour une question de praticité, nous utilisons la vitesse angulaire, représentée par 𝜔 (V = R ∙ 𝜔). Cela donne donc : LmR2 ∙ 𝜔, pour une masse m (en kg) tournant à une distance R de l’axe (en m), avec une vitesse angulaire 𝜔 (en rad/s). Pour utiliser l’unité tr/s et non rad/s (plus commode), il faut rajouter 2𝜋 (1rad ∙ 2 ∙ 𝜋 = 360°), soit L = 2𝜋mR2 ∙ 𝜔. Par exemple, si on prend une masse m = 1 tournant à une distance R = 3 de l’axe à une vitesse angulaire de 𝜔 = 1 : L = 2𝜋 ∙ 1 ∙ 32 ∙ 1 ≃ 56 kg ∙ m2 ∙ s-1. Si R est divisé 3 (R = 1), seul 𝜔 peut changer (m ne peut pas changer dans un système isolé et L est une constante) : 56 = 2𝜋 ∙ 1 ∙ 32 ∙ 𝜔. Il suffit maintenant de résoudre l’équation, donc 𝜔 ≃ 9. On remarque que R a été divisé par 3 et que 𝜔 a été multiplié par 32 : on peut en déduire que la vitesse angulaire varie comme l’inverse du carré du rayon !

Animation sur la conservation du moment cinétique
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Animation sur la conservation du moment cinétique

Leur champ magnétique est également extrêmement intense (pouvant aller jusqu’à 1014 T : ils sont alors appelés magnétars) : le champ magnétique terrestre est de 20 µT, et le champ magnétique le plus intense généré sur Terre est de quelques dizaines de teslas, suffisant pour faire léviter des objets ! Le champ gravitationnel serait tant intense que la surface desétoiles à neutrons serait presque parfaitement lisse. D’après les dernières simulations informatiques sur les étoiles à neutrons, quelques « montagnes » pourraient exister : leur taille maximale serait limitée à une fraction de millimètre ! Les causes de la formation d’aspérités comme celles-ci peuvent être notamment liées à l’accrétion de matière. Les étoiles à neutrons seraient composées d’une croûte, elle-même composée d’ions et d’électrons libres, ainsi que de neutrons libres et de noyaux atomiques étonnamment étranges, très riches en neutrons : nickel-62 (habituellement nickel-58), krypton-118 (habituellement krypton-83) ou encore zinc-80 (habituellement zinc-64). Ces noyaux peuvent effectivement proliférer grâce à la pression titanesque, augmentant à mesure qu’on se rapproche du centre. Les étoiles à neutrons seraient également composées d’un noyau, défiant les limites des modèles actuels de la physique. Ce noyau pourrait se composer d’un superfluide ou d’un plasma de quarks et de gluons, ou de baryons plutôt, inhabituel… constitué de quarks stranges, formant alors des hypérons ! Enfin, elles possèderaient des propriétés de supraconductivité et de superfluidité. La supraconductivité se caractérise par une absence de résistance électrique. La superfluidité est un état de la matière dans lequel celle-ci se comporte comme un fluide dépourvu de toute viscosité, c’est-à-dire de résistance au mouvement : le déplacement d’un superfluide ne produit aucun frottement.

En juillet 1967, Jocelyn Bell-Burnell est une étudiante britannique de l’Université de Cambridge, étudiant les quasars pour sa thèse de doctorat. En examinant les enregistrement d’un radiotélescope (près 30 mètres de papier à analyser par jour), elle découvre un signal différent des signaux habituels, d’une régularité et d’une stabilité improbable. Lorsque qu’elle annonce cela à Antony Hewish, son directeur de thèse, il rejette l’observation, considérant qu’il s’agit du résultat d’une interférence provoqué par un instrument terrestre. Persuadée que ce n’était pas le cas, Jocelyn Bell approfondit ses recherches. Quelques mois plus tard, Antony Hewish s’intéresse finalement à l’observation effectuée par son élève. La source de ce signal fut ensuite soupçonnée d’être d’origine artificielle, par conséquent extraterrestre. Ce corps fut donc temporairement baptisé LGM-1, pour Little Green Men 1 ! En 1968, les résultats des recherches de Jocelyn Bell, Antony Hewish ainsi que ses collèges sont publiés dans la revue Nature : « Observation d’une source radio à pulsation rapide, semblant provenir d’une étoile à neutrons ou d’une naine blanche », signé Antony Hewish (en premier) puis Jocelyn Bell et trois autres collègues (Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source, 24 février 1968, Nature). Une étoile à neutrons – jamais encore observée à l’époque, mais prédite par Walter Baade et Fritz Zwicky en 1934 – en rotation très rapide en était effectivement la source. Plus tard, ces sources d’ondes radios furent nommés pulsars, pour pulsating star (étoile pulsante en français). Le pulsar découvert par Jocelyn Bell, CP 1919 (pour Cambridge Pulsar), se nomme actuellement PSR B1919+21 (pour Pulsating Source of Radio) en raison d’une unification de la nomenclature des pulsars.  En 1974, Antony Hewish et Martin Ryle (un astronome qui développa des systèmes de radiotélescope) reçurent le prix Nobel de physique « pour leurs recherches pionnières en radio astrophysique : Ryle pour ses observations et ses inventions, et Hewish pour son rôle décisif dans la découverte des pulsars ». Jocelyn Bell ne reçut pas le prix Nobel, ce qui entraîna une grande controverse. Cependant, elle déclara « qu’elle estimait normal qu’un prix Nobel soit accordé au directeur de thèse et non à son étudiant » et reçu, plus tard, de nombreuses distinctions. Elle est également connue comme celle qui a découvert les pulsars.

Les pulsars, des étoiles à neutrons possédant donc une champ magnétique et une vitesse de rotation très élevée, émettent un très fort rayonnement électromagnétique au niveau de leurs pôles magnétiques (de même qu’un aimant), prenant alors la forme d’un jet. En effet, l’axe magnétique des étoiles n’est généralement pas aligné avec leur axe de rotation :

Schéma d'un pulsar
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Schéma d’un pulsar

Cela produit alors de grandes fluctuations d’intensité du champ magnétique (fort-faible-fort-faible…) :

Fluctuation de l’intensité du champ électromagnétique pour un point donné
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Fluctuation de l’intensité du champ électromagnétique pour un point donné

Logiquement, plus l’axe magnétique de ces phares cosmiques se rapproche de sa perpendicularité avec l’observateur, plus les fluctuations seront intenses. Cela donne donc une impression de pulsation ou de clignotement lumineux – qui peux s’observer à des centaines années-lumière de sa source – puisque les fluctuations de l’intensité du champ électromagnétique produisent des fluctuations de l’intensité du rayonnement électromagnétique émis. Les pulsars radios représentent la majorité des pulsars découverts : ces pulsars émettent des rayonnements électromagnétiques situés dans le domaine des ondes radios (généralement de très basse fréquence). Ils peuvent donc être observés grâce à des radiotélescopes. Cependant, il existe également des pulsars optiques (lumière visible), X (rayons X) et gammas (rayons gamma), plus rares.

Vue d'un pulsar par un observateur
© Club Visuals (Youtube) © MH info
Vue d’un pulsar par un observateur
Intéressante conversion de la fréquence des signaux de pulsars en ondes sonores !

D’autre part, plus un pulsar tourne vite sur lui-même, plus la fréquence des fluctuations est élevée, plus la longueur d’onde du rayonnement émis est faible. La période de rotation d’un pulsar est la durée que met un pulsar pour effectuer une rotation sur lui-même : cela désigne donc également l’intervalle entre deux pulsations. Par exemple, pour un pulsar possédant une période de 50 ms, un observateur verra une pulsation lumineuse toutes les 50 millisecondes. La probabilité d’observer un pulsar possédant une période inférieure à la milliseconde (c’est-à-dire plus de 1000 tours par seconde) est très faible : dans ce cas, il générerait des ondes gravitationnelles, lui faisant par conséquent perdre énormément d’énergie, donc ralentir. La période pendant laquelle il serait possible d’observer des pulsars ayant de telles vitesses serait donc extrêmement limitée.

Les étoiles comprises entre 7 et 10 M☉ pourraient, après avoir évolué en naine noire, hypothétiquement évoluer en « supernova noire », après 101100 années (conseil : n’essayez pas de les écrire à la main ! Cela prendrait plus d’une demi-page avec cette police et taille de caractère), soit 101 090 fois l’âge de l’Univers ! Cela est donc l’évolution hypothétique d’une évolution hypothétique : à prendre donc « avec des pincettes » ! Les naines noires qui pourraient évoluer en supernova noire feraient entre 7 et 10 M durant leur séquence principale. Ce phénomène serait possible grâce à une fusion dite « pycnonucléaire » (fusion froide) : une seule fusion d’oxygène en silicium ou silicium en fer prendrait des millions d’années !

Étoiles ayant une masse de plus de 20 M (étoiles très massives)  :
Les étoile de plus de 20 M atteindront la température nécessaire à la fusion du carbone (6 x 108 K) – et des autres réactions de fusion d’éléments plus lourds, jusqu’au Fer – avant la dégénérescence du noyau. Ainsi, ces dernières prendront alors une structure dite de « pelure d’oignon » : 

Schéma d'une étoile de structure "pelure d'oignon"
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Schéma d’une étoile de structure “pelure d’oignon”

Les principaux éléments issus de cette nucléosynthèse stellaire (terme employé en astrophysique pour désigner l’ensemble des réactions nucléaires se produisant au sein des étoiles) sont ceux cités plus haut et sur le schéma, mais également d’autres éléments, produits en plus petite quantité : tous les atomes présents dans l’Univers (jusqu’au Fer) ont été et sont produits par la nucléosynthèse calme. La synthèse des éléments plus lourds que le Fer se produit par la nucléosynthèse explosive. Elle se nomme ainsi en raison de la production gigantesque d’énergie en un laps de temps très court, et se produit par des processus de capture neutronique (processus r et s), protonique (processus rp) ou par photodésintégration (processus p). De noyaux très riches en protons ou en neutrons sont alors produits : cela explique la majorité de neutrons de l’uranium (92 protons pour 147 neutrons), produit par le processus r. Cependant, des noyaux bien trop riches en protons ou neutrons, instables, se désintègrent peu après leur formation, en formant des noyaux plus stables, toujours riches en neutrons. En outre, plusieurs processus peuvent se succéder dans un même noyau.

Après la fusion du carbone, beaucoup de fusions auront lieu : Néon, Oxygène, Silicium, Soufre, Argon, Calcium, Titane, Chrome… jusqu’au Fer (le soufre, l’argon, le calcium, le titane, le chrome et autres éléments – non présents sur le schéma ci-dessus – sont produits en quantités plus limitées). Alors que la fusion de l’hydrogène prend un temps considérable, la fusion du silicium ne se fait qu’en quelques semaines ! Le Fer étant l’élément le plus stable, la fusion de celui-ci nécessite plus d’énergie qu’elle n’en produit (elle est endothermique) ! Le cœur de Fer se contracte brusquement et considérablement. Cela contraint, comme pour les étoiles de 8 à 20 M, certains électrons à pénétrer dans les noyaux d’atomes en fusionnant avec les protons devenant des neutrons. Cette fusion peut être également appelée désintégration 𝜀 (epsilon), on peut aussi la considérer une variante de la désintégration 𝛽+. La quantité de neutrons augmente aussi considérablement (p+ + e → n + 𝜈e).
Le cœur de l’étoile devient si dense qu’il ne peut plus se comprimer, il n’y a plus d’espace séparant les atomes : celui-ci possède une masse volumique de 1015 g/cm3. À titre de comparaison, l’osmium, l’élément le plus dense existant sur Terre, dispose d’une masse volumique de 22,587 g/cm3 ! La compression est donc de nouveau brusquement stoppée.
Seulement, les couches externes de l’étoile ne se compriment pas à la même vitesse que le cœur du fait de leur inertie. L’inertie (ou le principe d’inertie) est la résistance qu’un corps oppose au changement de mouvement (mise en mouvement, arrêt ou changement de vitesse). Elle varie selon la masse, l’état de la matière et la densité : un corps peu massif, à l’état solide et dense possédera une très faible inertie, contrairement à un corps massif, gazeux et peu dense qui aura une très grande inertie. L’onde d’arrêt se propage à une vitesse subsonique près du cœur, puis, celui-ci dépassé, à une vitesse supersonique, produisant une onde de choc. L’onde d’arrêt peut être comparable à des wagons reliés entre eux et à une locomotive (en marche) par des ressorts  : si la locomotive s’arrête, le dernier wagon ne s’arrête pas immédiatement, on peut s’imaginer comme une onde d’arrêt. Il est aussi juste de se représenter les wagons reliés normalement, mais l’effet serait presque imperceptible. 
On pourrait croire que l’onde de choc provoque une supernova expulsant les couches externes : pourtant, l’énergie produite n’atteint qu’un centième de l’énergie requise à la luminosité et à l’explosion d’une supernova ! En effet, les explosions de supernovas demeurent finalement toujours mystérieuses, et ne devraient pas exister selon nos modèles actuels… Étant donné que l’on peut les observer, cela montre bien que, aussi belles soient les théories, les lacunes sont toujours inévitables.

Postérieurement à cette impressionnante et mystérieuse explosion, un résidu bien plus étrange et complexe se trouve au centre du rémanent, dépassant la limite d’Oppenheimer-Volkoff, la masse maximale que peut avoir une étoile à neutrons : au-delà, celle-ci s’effondre sur elle-même… en trou noir…

Article rédigé entre le 01/01/2021 et le 19/08/2021 par Maxime Hamou.