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Le cycle de vie des étoiles peu massives et la limite de Chandrasekhar

Science

Le cycle de vie des étoiles peu massives et la limite de Chandrasekhar

Le diagramme de Hertzsprung-Russell montre que la majorité des étoiles, se classe sur une grande diagonale appelée séquence principale, tandis que les autres se classent en trois sous-groupes. Les deux premiers sont constitués des géantes et des supergéantes, qui se placent au-dessus de la séquence principale, alors que le troisième est constitué des naines blanches, qui se placent en dessous de la séquence.

En complément du diagramme de Hertzsprung-Russell, le physicien autrichien Josef Stefan a développé une méthode, qui a permis de déterminer la masse de la plupart des étoiles. Ainsi, les étoiles les moins massives de l’univers sont celles dont la masse est inférieure, à la moitié de la masse du Soleil.

Dans cet article, l’on parlera du cycle de vie de ces étoiles peu massives, et de l’importance de la limite de Chandrasekhar pour elles.

La naissance d’une étoile

La formation d’une étoile commence avec un nuage moléculaire interstellaire, dont la composition est faite d’hydrogène en majorité (~70-75 %), d’hélium (25-30 %) et d’éléments lourds en faible quantité (< 2 %)

Ce nuage moléculaire, à la base, est un corps parfaitement équilibré, qui est en mouvement dans l’espace. Mais cet équilibre finit par se rompre, quand le corps atteint une zone de haute densité. C’est ce qu’on appelle l’effondrement gravitationnel. L’effondrement gravitationnel, c’est le fait pour un corps, de se contracter sous l’effet de sa propre pesanteur.

Au même moment qu’une étoile se contracte, la densité de cette dernière augmente. Ce qui fait que la pression en son sein augmente considérablement, jusqu’à s’équilibrer avec la contraction gravitationnelle. Cette augmentation de la pression engendre une montée de la température, qui finit par atteindre les millions de degrés, qui sont nécessaires à la fusion de l’hydrogène. Ces réactions nucléaires, en retour, maintiennent la température à un niveau élevé, et donc la pression indispensable à la stabilité de l’étoile. C’est ce processus, qui permet à l’étoile de réguler sa température et son taux de réactions nucléaires, afin de se maintenir elle-même en équilibre. À partir de cet instant l’étoile se met à briller.

L’évolution d’une étoile dans le temps

Une étoile ne peut pas se maintenir indéfiniment dans le même état.

En effet, durant sa vie une étoile n’arrive à se maintenir en équilibre, que grâce aux différentes réactions de fusion de l’hydrogène en hélium. L’énergie qui en résulte permet à son cœur de maintenir la pression suffisante, pour lui éviter de s’effondrer, sous le poids de ses couches supérieures.

Mais, à force de brûler ses réserves d’hydrogène, l’étoile finit par se retrouver sans énergie suffisante. Elle verra alors sa taille augmentée, et atteindre le niveau de géante rouge.

À ce stade de l’évolution de l’étoile, la gravité reprend le dessus, entraînant une nouvelle montée de la température. Cette nouvelle élévation de la température augmente l’énergie cinétique des collisions des noyaux lourds. Cela finit par déclencher d’autres réactions nucléaires, qui cette fois-ci sont celles des noyaux plus lourds. Ces dernières se répètent jusqu’à l’épuisement total des noyaux lourds.

Cependant, les étoiles, dont la masse est peu massive, ne disposent pas de noyaux durs suffisants, pour déclencher une nouvelle vague de réactions en chaîne. Ces étoiles vont, à ce moment, amorcer la fin de leur vie d’étoile. En effet, les différentes réactions nucléaires, qui ont lieu dans une étoile, réduisent à petit coup la masse de l’étoile.

Or, il existe une masse critique, en dessous de laquelle la température à l’intérieur des étoiles n’est plus suffisante pour engendrer la fusion de l’hydrogène (8 millions de Kelvin environ). Pour les étoiles peu massives, cette masse est située entre 0.07 et 0.08 fois, la masse du Soleil.

L’étoile va alors éjecter ses couches externes, afin de laisser complètement nu, le cœur de l’étoile. À cette étape, l’étoile devient ce qu’on appelle une naine blanche.

La naine blanche, dernier stade de vie d’une étoile peu massive

Les étoiles peu massives se transforment en naines blanches, constituées en majorité d’hélium, contrairement aux étoiles plus massives. Il faut ajouter que, avant de devenir définitivement une naine blanche, l’étoile passe par l’étape d’une naine brune, dont la température tourne autour de 3 000 Kelvin.

Arrivée au stade de naine blanche, l’étoile dispose encore de quelques milliers, voire de dizaines de milliers d’années de vie, avant de se disperser dans l’espace, et ne plus jamais être visible. Elle finira par devenir un astre éteint, qui est souvent appelé naine noire.

La naine blanche est un corps inerte. Cependant, lorsque cette dernière appartient à un système binaire, elle a tendance à arracher du gaz à l’étoile voisine. Ce mécanisme fait augmenter sa masse, qui finit alors par atteindre la limite de Chandrasekhar.

La limite de Chandrasekhar

Cette limite porte le nom de celui qui l’a découverte en 1930, le physicien indien Subrahmanyan Chandrasekhar. Sa valeur est de 1,4 fois la masse du Soleil, et elle indique la masse maximale, qu’une étoile devenue naine blanche peut avoir sans se transformer en étoile à neutrons, ou en trou noir. Une fois cette limite atteinte, l’étoile ne devra alors son existence, qu’à la pression de Fermi.

La pression de Fermi, encore appelée pression quantique, est un gaz dégénéré d’électrons relativistes.

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