TPE: L'évolution des étoilesTPE: L'évolution des étoilesLorsqu'une étoile a brûlé entre 10% et 20% de son stocke d'hydrogène, le coeur de celle-ci va se trouver à court de « carburant ». A ce moment là, l'étoile entre dans la fin de sa vie.
Autour du coeur lui-même, une coquille d'hydrogène va se contracter, et voir ainsi sa température augmenter, ce qui va permettre de déclencher des réactions de fusion. La réaction de qui va alors avoir lieu dans cette coquille est assez rapide, et l'onde de pression qui va en résulter va avoir pour effet de faire gonfler les couches périphériques de l'étoile.
Pendant ce temps, le coeur va continuer à se contracter sous l'effet de la gravitation et transférer cette énergie à la surface de l'étoile qui va amplifier son gonflement tout en se refroidissant. Le diamètre de l'étoile peut être multiplié par 200, tandis que la baisse de température va se traduire par un décalage du rayonnement vers le rouge : l'étoile devient ce que l'on appelle une géante rouge.
Pour une étoile dont la masse du coeur est inférieure à 1,4 fois celle du soleil et suite à la phase géante rouge, la production d'énergie est arrêtée lorsque tout l'hélium est épuisé. Le noyau de carbone devient alors inerte, les processus de fusion ralentissent et l'étoile commence doucement à s'éteindre. Le coeur de l'étoile, n'ayant plus de carburant pour fournir de l'énergie afin de contrecarrer la force de gravitation, va continuer à s'effondrer sur lui-même. L'étoile commence à s'effondrer sous son propre poids, sa taille diminue et sa densité se met à augmenter fortement.
Arrive un moment où la densité est tellement forte que, du fait de la compression de la matière, chaque électron est confiné dans un espace minuscule. Les électrons sont donc animés de mouvements très rapides et leur agitation donne naissance à un nouveau type de force de pression, appelée la pression de dégénérescence. Celle-ci s'oppose à l'effondrement de l'étoile et rétablit l'équilibre avec la force de gravité. L'étoile est devenue une naine blanche.
Une fois notre étoile devenue une naine blanche, sa vie ne sera plus marquée que par quelques changements mineurs. Puisque l'astre n'a plus de source d'énergie, sa température et sa luminosité baissent. Sa couleur passe du blanc au rouge, puis, après quelques milliards d'années, elle n'émet plus que très faiblement dans le domaine visible. Elle devient alors une naine noire.
Pour les étoiles qui possèdent une masse initiale une masse initiale d'au moins 1.5 masses solaires, l'étape géante rouge ne dure que très peu de temps en raison de l'importante masse de l'étoile qui brûle rapidement son hydrogène. Le coeur de carbone peut alors s'effondrer sous son propre poids, et les atomes de carbone commencent à fusionner pour former du magnésium. A ce moment-là, la température intérieure dépasse plusieurs centaines de millions de degrés.
L'étoile prend alors une structure en pelure d'oignon, où les différentes couches concentriques correspondent à des réactions de fusion différentes. Les couches externes brûlent de l'hydrogène (H) pour former de l'hélium (He), dans la couche suivante, c'est l'hélium qui se transforme en carbone (C), puis c'est de l'oxygène (O) qui est formé, et en se rapprochant encore du coeur, on trouve des éléments de plus en plus lourds : du néon (Ne), du sodium (Na), du magnésium (Mg), du silicium (Si), du soufre (S), du nickel, du cobalt et enfin du fer (Fe), l'espèce la plus lourde et stable.
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Réactions nucléiares Combustion de l'hydrogène : 41H ==> 4He Combustion de l'hélium : 34He ==> 8Be + 4He ==> 12C 12C + 4He ==> 16O Combustion du carbone : 212C ==> 4He + 20Ne 20Ne + 4He ==> n + 23Mg |
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Combustion de l'oxygène : 216O ==> 4He + 28Si 216O ==> 24He + 24Mg Photodissiociation (fission) du fer : 56Fe ==> 134He + 4 n |
Combustion du silicium : 228Si ==> 56Fe |
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Si le reste d'une supernova possède une masse se situant entre 1.5 et 3 fois la masse solaire, elle peut alors former une étoile à neutrons. On l'appelle étoile à neutrons car elle ne contient pas d'atomes mais des neutrons.
Avant l'explosion de la supernovae, tous les électrons de l'étoiles ont fusionné avec les protons pour donner des neutrons. La chute du nombre d'électron a donc entrainée la diminution de la pression de dégénérescence. La gravité se retrouve alors sans obstacle et l'astre s'effondre sur lui-même.
Le processus s'arrête du fait de l'apparition d'une nouvelle force, la pression de dégénérescence des neutrons, qui est en mesure de stabiliser l'étoile. Cette pression est de nature similaire à celle que produisent les électrons. Elle entre en jeu lorsque les neutrons sont comprimés les uns contre les autres et commencent à être fortement agités. Elle est beaucoup plus puissante que sa cousine électronique, ce qui explique qu'elle peut résister à la gravité d'une étoile massive.
On obtient alors un nouveau type de corps : une étoile à neutrons. Au moment de sa création, l'étoile à neutrons va "récupérer" le mouvement de rotation de l'étoile initiale grâce à la conservation du mouvement cinétique. Elle va ainsi tourner sur elle-même très rapidement. Par exemple, le pulsar du Crabe tourne à la vitesse de 30 tours/seconde.
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Une étoile à neutrons a une taille de l'ordre de quelques dizaines de km, mais sa densité est gigantesque, un centimètre cube de sa matière a une masse de 1000 millions de tonnes. Elle va refroidir très rapi- dement, en moins de 1000 ans, jusqu'à 1 million de degrés. Par la suite, sa température évoluera plus lentement. |
Lorsque des noyaux de supernovae pèsent plus de trois masses solaires, la force de gravité est telle que l'étoile s'effondre sur elle-même. Dans ce cas, lors de l'effondrement final, la pression de dégénérescence des neutrons incapable de résister à la force de gravitation. Le résidu ne s'arrête pas au stade d'étoile à neutrons mais continue de s'effondrer. Lorsque sa taille atteint la vingtaine de kilomètres, la densité et la gravité de l'étoile atteignent des valeurs si grandes que la vitesse de libération atteint celle de la lumière et la dépasse.
En quelques minutes, l'étoile devient un trou noir , masse hyperdense de quelques kilomètres. La matière y est contenue dans un état physique encore inconnu à ce jour. Un trou noir absorbe toute matière environnante de même que la lumière car la vitesse de libération à sa surface dépasse 300 000 km/s (la célérité de la lumière). Il est donc absolument invisible, on ne peut l'observer que si il occulte une autre étoile.
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Cette image permet d'observer la déformation de la géométrie du trou noir selon la présentation de Kerr, qui implique une déformation de l'espace-temps dans celui-ci. |