L`évolution des étoiles

L'évolution des étoiles
Nous avons vu au chapitre 18 que la luminosité des étoiles provient principalement
des réactions nucléaires au centre de celles-ci. Ces réactions de fusion provoquent
un changement irréversible de la composition chimique interne des étoiles et
conséquemment les étoiles évoluent. Ceci est particulièrement vrai lorsqu'une étoile
a épuisé son carburant nucléaire (par exemple l'hydrogène); sa structure doit alors
se réajuster à cette nouvelle condition. En général, les temps d'évolution stellaire
sont très longs comparés à la durée de vie humaine et il est, de façon générale,
impossible de suivre individuellement l'évolution d'une étoile en particulier. Par
contre, on dispose d'un très grand nombre d'étoiles et on peut ainsi étudier leur
évolution de façon statistique comme le ferait un démographe avec un échantillon
de la population d'un pays. Nous en avons d'ailleurs donné un aperçu lorsque nous
avons discuté des diagrammes HR d'étoiles. Les étoiles du firmament forment donc
une véritable population où on retrouve des étoiles naissantes, certaines comme le
Soleil qui sont d'âge adulte, et finalement d'autres qui meurent.
On admet aujourd'hui que les différentes classes de luminosité (supergéantes,
géantes, séquence principale, naines blanches) correspondent à des phases
évolutives différentes de la vie stellaire. L'interprétation physique du diagramme HR
est qu'il représente la distribution de la population stellaire en fonction de l'âge et
de la masse des étoiles. De plus, la concentration d'étoiles dans certaines parties du
diagramme HR est une mesure du temps passé dans cette phase évolutive. Les
prochaines sections décrivent plus en détails les différentes phases de l'évolution
stellaire et leur relation avec le diagramme HR.
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Introduction 20
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Objectifs du chapitre 20
Connaître et décrire les différentes étapes de l'évolution d'une étoile
Être en mesure de reconnaître les différents stades évolutifs dans un diagramme HR
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Yannick Dupont
V2.0, été 2001
Objectifs du Chapitre 20
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La naissance des étoiles
Les étoiles naissent à partir de nébuleuses de gaz qui se contractent sous l'effet de
la gravité. La contraction est provoquée par la collision des nuages de gaz et des
bras spiraux de la galaxie, ou par l'onde de choc d'une étoile massive qui a explosé
au voisinage d'un nuage (voir Chapitre 13). Les étoiles de la génération du Soleil se
sont formées dans des nuages ayant une composition chimique par masse plus ou
moins universelle de 70% d'hydrogène, 28% d'hélium et 2% d'éléments plus lourds.
Figure 20.1: Les nébuleuses M17 et M42 (Orion)
Selon sa masse initiale, la nébuleuse proto-stellaire se contracte plus ou moins vite;
plus elle est massive, plus la contraction est rapide. La période de contraction
proprement dite est très courte comparée à la durée de vie totale d'une étoile. Si le
nuage est assez massif il peut se fragmenter en plusieurs nuages plus petits, chacun
des fragments poursuivant son évolution en se contractant davantage. La Figure
20.2 illustre ces premières phases de l'évolution stellaire.
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Figure 20.2: L'effondrement et la fragmentation d'une nébuleuse de gaz
Durant la contraction, la température et la densité augmentent dans les régions
centrales. Le noyau atteint l'équilibre hydrostatique d'abord, tandis que les couches
externes continuent de se contracter (voir Figure 20.2). Au cours de cette phase
de proto-étoile, l'énergie est fournie entièrement par la contraction gravitationnelle
et, selon le théorème du viriel, la moitié de l'énergie reste dans l'étoile (énergie
thermique) tandis que l'autre moitié est émise sous forme de rayonnement hors de
l'étoile. La période de contraction est accompagnée de phases d'instabilité, appelées
phases T Tauri, durant lesquelles une partie du gaz est rejetée sous la forme de
jet de matière. Finalement, la pression centrale devient assez élevée et est capable
d'arrêter la contraction gravitationnelle. Toutefois, étant donné que l'étoile rayonne,
il faudra qu'elle produise de l'énergie pour maintenir cet équilibre délicat entre les
forces de gravité et les forces de pression interne. Les réactions nucléaires
commencent et l'étoile atteint le stade de la séquence principale.
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Figure 20.3: HH 30 et XZ Tau, deux nébuleuses de type T-Tauri
La séquence principale
Comme nous l'avons vu précédemment, les réactions thermonucléaires constituent
la seule source d'énergie capable de maintenir la luminosité d'une étoile, comme le
Soleil, pendant un temps de vie comparable au temps géologique. Dans les étoiles
qui atteignent la séquence principale, le processus de fusion consiste en la
transmutation de quatre noyaux d'hydrogène en un noyau d'hélium.
Donc après une phase de contraction relativement courte, les étoiles se retrouvent
sur la séquence principale où elles passent la majorité de leur vie dans un état
d'équilibre hydrostatique, brûlant lentement leur hydrogène en hélium dans les
régions centrales. Au cours de cette phase, la température, la pression et la densité
centrales ne changent pas. Cette longue période explique la concentration de 90%
des étoiles sur la séquence principale. Il est important de remarquer que la position
d'une étoile sur la séquence principale dépend principalement de sa masse. Les
fragments de nuages les plus massifs donnent naissance aux étoiles de type O,
alors que les moins massifs produisent des étoiles de type M. La structure interne
des étoiles dépend aussi de leur masse comme le montre la Figure 20.4. La
température centrale des étoiles plus massives que 1.5 M est supérieure à 20
millions kelvins, et la transformation de l'hydrogène en hélium passe par le cycle
CNO. Pour les étoiles moins massives, c'est la chaîne P-P qui domine. Dans les deux
cas, on assiste à la formation d'un coeur riche en hélium, qui demeure inerte car la
température n'est pas assez élevée pour qu'il commence à fusionner.
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