22.5 : L'évolution d'étoiles plus massives

Objectifs d'apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

• Expliquez comment et pourquoi les étoiles massives évoluent beaucoup plus rapidement que les étoiles de plus faible masse comme notre Soleil
• Discutez de l'origine des éléments plus lourds que le carbone dans les étoiles

Si ce que nous avons décrit jusqu'à présent était l'histoire complète de l'évolution des étoiles et des éléments, nous aurions un gros problème entre les mains. Nous verrons dans les chapitres suivants que dans nos meilleurs modèles des premières minutes de l'univers, tout commence par les deux éléments les plus simples : l'hydrogène et l'hélium (plus un tout petit peu de lithium). Toutes les prédictions des modèles impliquent qu'aucun élément plus lourd n'a été produit au début de l'univers. Pourtant, lorsque nous regardons autour de nous sur Terre, nous voyons de nombreux autres éléments en plus de l'hydrogène et de l'hélium. Ces éléments doivent avoir été fabriqués (fusionnés) quelque part dans l'univers, et le seul endroit suffisamment chaud pour les fabriquer est à l'intérieur des étoiles. L'une des découvertes fondamentales de l'astronomie du XXe siècle est que les étoiles sont à l'origine de la majeure partie de la richesse chimique qui caractérise notre monde et nos vies.

Nous avons déjà vu que du carbone et une partie de l'oxygène sont fabriqués à l'intérieur des étoiles de moindre masse qui deviennent des géantes rouges. Mais d'où viennent les éléments les plus lourds que nous connaissons et aimons (tels que le silicium et le fer à l'intérieur de la Terre, ainsi que l'or et l'argent de nos bijoux) ? Les types d'étoiles dont nous avons parlé jusqu'à présent ne chauffent jamais assez en leur centre pour former ces éléments. Il s'avère que de tels éléments plus lourds ne peuvent se former que tard dans la vie d'étoiles plus massives.

Création de nouveaux éléments dans des étoiles massives

Les étoiles massives évoluent à peu près de la même manière que le Soleil (mais toujours plus rapidement), jusqu'à la formation d'un noyau carbone-oxygène. L'une des différences est que pour les étoiles dont la masse est environ deux fois supérieure à celle du Soleil, l'hélium commence à fusionner plus graduellement, plutôt que par un éclair soudain. De plus, lorsque des étoiles plus massives deviennent des géantes rouges, elles deviennent si brillantes et si grandes que nous les appelons supergéantes. Ces étoiles peuvent s'étendre jusqu'à ce que leurs régions extérieures deviennent aussi grandes que l'orbite de Jupiter, ce que le télescope spatial Hubble a montré pour l'étoile Bételgeuse (voir Figure\(22.1.3\) dans la section 22.1). Ils perdent également de la masse de manière très efficace, produisant des vents et des explosions spectaculaires à mesure qu'ils vieillissent. La figure\(\PageIndex{1}\) montre une magnifique image de la très massive étoile Eta Carinae, avec une grande quantité de matière éjectée clairement visible.

Figurine\(\PageIndex{1}\) Eta Carinae. Avec une masse au moins 100 fois supérieure à celle du Soleil, la supergéante chaude Eta Carinae est l'une des étoiles les plus massives connues. Cette image du télescope spatial Hubble enregistre les deux lobes géants et le disque équatorial de matière qu'il a éjectés au cours de son évolution. La région extérieure rose est constituée de matière éjectée lors d'une explosion observée en 1843, le plus important événement de perte de masse connu pour avoir survécu à une étoile. S'éloignant de l'étoile à une vitesse d'environ 1000 km/s, le matériau est riche en azote et en autres éléments formés à l'intérieur de l'étoile. La région bleu-blanc interne est la matière éjectée à des vitesses plus faibles et est donc encore plus proche de l'étoile. Il apparaît bleu-blanc car il contient de la poussière et réfléchit la lumière d'Eta Carinae, dont la luminosité est 4 millions de fois supérieure à celle de notre Soleil.

Mais la façon cruciale dont les étoiles massives divergent de l'histoire que nous avons décrite est qu'elles peuvent déclencher d'autres types de fusion en leur centre et dans les coquilles qui entourent leurs régions centrales. Les couches extérieures d'une étoile dont la masse est supérieure à environ 8 masses solaires ont un poids suffisant pour comprimer le noyau carbone-oxygène jusqu'à ce qu'il devienne suffisamment chaud pour déclencher la fusion des noyaux de carbone. Le carbone peut fusionner pour former encore plus d'oxygène, et à des températures encore plus élevées, l'oxygène, puis le néon, le magnésium et enfin le silicium peuvent former des éléments encore plus lourds. Le fer est toutefois le point final de ce processus. La fusion des atomes de fer produit des produits plus massifs que les noyaux qui sont fusionnés et, par conséquent, le processus nécessite de l'énergie, au lieu de libérer de l'énergie, ce que toutes les réactions de fusion ont fait jusqu'à présent. Cette énergie requise se fait aux dépens de l'étoile elle-même, qui est maintenant sur le point de mourir (Figure\(\PageIndex{2}\)). Ce qui va se passer ensuite sera décrit dans le chapitre sur La mort des étoiles.

Figure Structure\(\PageIndex{2}\) intérieure d'une étoile massive juste avant qu'elle n'épuise son combustible nucléaire. Les étoiles de masse élevée peuvent fusionner des éléments plus lourds que le carbone. Alors qu'une étoile massive approche de la fin de son évolution, son intérieur ressemble à un oignon. La fusion de l'hydrogène a lieu dans une enveloppe extérieure, et des éléments de plus en plus lourds fusionnent dans les couches à haute température plus proches du centre. Toutes ces réactions de fusion génèrent de l'énergie et permettent à l'étoile de continuer à briller. Le fer, c'est différent. La fusion du fer nécessite de l'énergie, et lorsque le fer est finalement créé dans le noyau, l'étoile n'a plus que quelques minutes à vivre.

Les physiciens ont maintenant découvert des voies nucléaires par lesquelles pratiquement tous les éléments chimiques dont le poids atomique est inférieur à celui du fer peuvent être accumulés par cette nucléosynthèse (la formation de nouveaux noyaux atomiques) au centre des étoiles géantes rouges les plus massives. Reste à savoir d'où viennent les éléments plus lourds que le fer. Nous verrons dans le chapitre suivant que lorsque les étoiles massives épuisent enfin leur combustible nucléaire, elles meurent le plus souvent dans une explosion spectaculaire : une supernova. Des éléments plus lourds peuvent être synthétisés dans la violence époustouflante de telles explosions.

Non seulement nous pouvons expliquer ainsi d'où viennent les éléments qui composent notre monde et d'autres, mais nos théories de la nucléosynthèse à l'intérieur des étoiles sont même capables de prédire l'abondance relative des éléments présents dans la nature. La façon dont les étoiles accumulent des éléments lors de diverses réactions nucléaires peut vraiment expliquer pourquoi certains éléments (oxygène, carbone et fer) sont courants alors que d'autres sont assez rares (or, argent et uranium).

Les éléments des clusters globulaires et des clusters ouverts ne sont pas les mêmes

Le fait que les éléments se forment dans les étoiles au fil du temps explique une différence importante entre les amas globulaires et les amas ouverts. L'hydrogène et l'hélium, qui sont les éléments les plus abondants des étoiles du voisinage solaire, sont également les constituants les plus abondants des étoiles des deux types d'amas. Cependant, les abondances des éléments plus lourds que l'hélium sont très différentes.

Dans le Soleil et dans la plupart des étoiles voisines, l'abondance combinée (en masse) des éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium représente 1 à 4 % de la masse de l'étoile. Les spectres montrent que la plupart des étoiles à amas ouverts ont également 1 à 4 % de leur matière sous forme d'éléments lourds. Les amas globulaires, cependant, sont une autre histoire. L'abondance d'éléments lourds des étoiles dans les amas globulaires typiques ne représente que 1/10 à 1/100 de celle du Soleil. Quelques étoiles très anciennes ne formant pas d'amas ont été découvertes avec des quantités encore plus faibles d'éléments lourds.

Les différences de composition chimique sont une conséquence directe de la formation d'un amas d'étoiles. La toute première génération d'étoiles ne contenait initialement que de l'hydrogène et de l'hélium. Nous avons vu que ces étoiles, pour générer de l'énergie, créaient des éléments plus lourds dans leur intérieur. Au cours des dernières étapes de leur vie, ils ont éjecté de la matière, désormais enrichie en éléments lourds, dans les réservoirs de matière première situés entre les étoiles. Cette matière a ensuite été incorporée dans une nouvelle génération d'étoiles.

Cela signifie que l'abondance relative des éléments lourds doit être de moins en moins abondante à mesure que nous regardons le passé. Nous avons vu que les amas globulaires sont beaucoup plus anciens que les amas ouverts. Comme les étoiles à amas globulaires se sont formées beaucoup plus tôt (c'est-à-dire qu'il s'agit d'une génération d'étoiles plus ancienne) que celles des amas ouverts, elles ne contiennent qu'une quantité relativement faible d'éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium.

Au fil du temps, la proportion d'éléments plus lourds dans la « matière première » qui forme les nouvelles étoiles et planètes augmente. Cela signifie que la première génération d'étoiles qui s'est formée dans notre Galaxie n'aurait pas été accompagnée d'une planète comme la Terre, pleine de silicium, de fer et de nombreux autres éléments lourds. La Terre (et les étudiants en astronomie qui y vivent) n'a été possible que lorsque des générations d'étoiles ont eu l'occasion de fabriquer et de recycler leurs éléments les plus lourds.

La recherche de véritables étoiles de première génération, composées uniquement d'hydrogène et d'hélium, est maintenant lancée. Les théories prédisent que ces étoiles devraient être très massives, vivre vite et mourir rapidement. Ils auraient dû vivre et mourir il y a longtemps. L'endroit où les rechercher se trouve dans des galaxies très éloignées qui se sont formées alors que l'univers n'avait que quelques centaines de millions d'années, mais dont la lumière n'arrive que sur Terre maintenant.

Près de la mort

Par rapport à la durée de vie des étoiles dans la séquence principale, les événements qui caractérisent les derniers stades de l'évolution des étoiles passent très rapidement (en particulier pour les étoiles massives). À mesure que la luminosité de l'étoile augmente, son taux de consommation de combustible nucléaire augmente rapidement, juste au moment de sa vie où son approvisionnement en combustible commence à diminuer.

Une fois que le combustible principal, l'hydrogène, est épuisé dans le cœur d'une étoile, nous avons constaté que d'autres sources d'énergie nucléaire sont disponibles pour l'étoile grâce à la fusion, d'abord, de l'hélium, puis d'autres éléments plus complexes. Mais le rendement énergétique de ces réactions est bien inférieur à celui de la fusion de l'hydrogène et de l'hélium. Et pour déclencher ces réactions, la température centrale doit être supérieure à celle requise pour la fusion de l'hydrogène en hélium, ce qui entraîne une consommation de carburant encore plus rapide. Il est clair que c'est une partie perdante, et très vite l'étoile atteint sa fin. Ce faisant, des choses remarquables peuvent toutefois se produire, comme nous le verrons dans The Death of Stars.

Concepts clés et résumé

Dans les étoiles dont la masse est supérieure à environ 8 masses solaires, les réactions nucléaires impliquant du carbone, de l'oxygène et des éléments encore plus lourds peuvent former des noyaux aussi lourds que le fer. La création de nouveaux éléments chimiques s'appelle la nucléosynthèse. Les derniers stades de l'évolution se produisent très rapidement. En fin de compte, toutes les étoiles doivent utiliser toutes les sources d'énergie disponibles. Au cours de leur mort, la plupart des étoiles éjectent de la matière, enrichie en éléments lourds, dans l'espace interstellaire où elle peut être utilisée pour former de nouvelles étoiles. Chaque génération d'étoiles suivante contient donc une plus grande proportion d'éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium. Cet enrichissement progressif explique pourquoi les étoiles des amas ouverts (qui se sont formés plus récemment) contiennent plus d'éléments lourds que celles des anciens amas globulaires, et il nous indique d'où proviennent la plupart des atomes de la Terre et de notre corps.

Lexique

nucléosynthèse

la formation d'éléments lourds à partir d'éléments plus légers par fusion nucléaire