Fin des étoiles de masse moyenne (de 0,7 à 8 masses solaires) (types K, G(=soleil), F)

A- La transformation en géante rouge (type M).

Pendant 90% de son existence, une étoile est stable grâce à la compensation de la gravité par la pression du gaz et la pression de radiation, qui correspond à l'énergie (=chaleur) dégagée par le noyau pour lutter contre la gravité, due à l'importante masse de l'étoile. Plus l'étoile est importante, plus la pression de radiation doit être grande, elle necéssite alors une consommation plus rapide de l'hydrogène de façon à produire davantage d'énergie.

L'interruption de la chaîne de réactions de fusion de l'hydrogène rompt l'équilibre hydrostatique qui maintenait les couches externes suspendues en quelque sorte, autour du noyau : lorsque l'étoile a consommé environ 20% de son hydrogène, l'énergie produite dans la région où a lieu la fusion (d'un diamètre égal au dixième environ du diamètre stellaire) ne génère plus une pression suffisante pour contrebalancer la gravité. Les gaz du noyau et des couches plus externes s'effondrent alors.

La période de stabilité de l'étoile cesse ici et l'étoile quitte la séquence principale. Sa luminosité chute à 70% et son diamètre se réduit en moyenne à 2 millions de kilomètres. La rapide contraction fait grimper à nouveau la température interne. Cela chauffe l'enveloppe d'hydrogène qui entoure le noyau d'hélium, et les réactions de fusion de l'hydrogène reprennent dans cette couche superficielle ; la quantité d'énergie émise finit par devenir supérieure à celle qui était produite lors de la première phase.
Le coeur, compressé par une gravitation plus forte due à l'effondrement, émet davantage d'énergie (=chaleur) qui se diffuse vers les couches extérieures et provoque l'expansion de l'étoile, ces couches étant comme soufflées par le noyau. L'étoile ne devient pas plus lumineuse pour autant mais plus grande: elle se dilate et, dans le diagramme Hertzsprung-Russell (ci-dessous), elle se déplace vers le groupe des géantes rouges. La dilatation entraîne une baisse de la température superficielle due à l'éloignement de la surface de la source d'énergie de l'étoile qui, en un peu plus d'un milliard d'années, descend à 4 000 K : l'étoile devient toujours plus rouge jusqu'à atteindre une phase de luminosité constante.

Diagramme Hertzsprung-Russell

Mais la production d'énergie s'accroît toujours jusqu'à devenir plusieurs centaines de fois supérieure à celle produite dans la séquence principale. La dilatation et le refroidissement superficiel ne peuvent la compenser : l'étoile augmente encore de taille et de luminosité et, en une centaine de millions d'années, devient une géante rouge. Son atmosphère d'hydrogène est très raréfiée (densité moyenne d'à peine 20 milliardièmes de g/cm³, soit environ 1016 atomes/cm³). Son petit noyau d'hélium contient 1/4 de la masse totale de l'étoile mais ne fait qu'un millième à un centième du diamètre de l'étoile ; autour de ce noyau, la première couche d'hydrogène où ont eu lieu les réactions de fusion a une épaisseur de quelques milliers de kilomètres seulement.

B- La synthèse du carbone.

Des éléments de plus en plus lourds sont synthétisés au centre de l'étoile tant que la gravité le permet : la synthèse d'éléments plus lourds nécéssite une température toujours plus élevée ; or, pour que la température grimpe en s'opposant à la gravité, il faut que la masse de l'étoile soit assez importante. Ainsi, la synthèse de l'hélium en éléments plus lourds dépend de la masse de l'étoile. Plus l'élément est lourd, plus sa fusion en un autre élément plus lourd est rapide, du fait de la température croissante. Si la masse de l'étoile est supérieure à 0,7 MS, alors la gravité est assez forte pour permettre à la température du noyau d'atteindre 100 millions de degrés, la fusion de l'hélium en carbone débute alors. La densité du noyau croît avec la synthèse du carbone et entraîne une augmentation de la température centrale, ce qui entraîne une fusion de l'hélium en carbone encore plus rapide, augmentant ainsi davantage la température et ainsi de suite jusqu'à ce que, en l'espace de quelques heures (soit presque instantanément), le noyau explose. C'est la phase appelée le flash de l'hélium. Le noyau se disperse à très grande vitesse et la structure de l'étoile change rapidement. La température interne s'effondre, la synthèse du carbone s'arrête et avec elle, la production d'énergie et la luminosité chutent.
N'étant plus soutenues, les couches gazeuses externes s'effondrent vers le centre de gravité : le diamètre de l'étoile se met à diminuer, la température centrale remonte et à un certain point, la fusion de l'hélium reprend ; 10000 ans après le flash de l'hélium, la température au centre de l'étoile est de 200 millions de degrés.
Une nouvelle période de luminosité constante débute tandis qu'au centre du noyau d'hélium se forme peu à peu un petit noyau de carbone, de la même façon qu'un petit noyau d'hélium se formait au centre du noyau d'hydrogène. L'histoire se répète : à un certain stade, le noyau devenu entièrement en carbone commencera à se contracter, élevant la température de la couche périphérique d'hélium dont la fusion démarre ; dans les couches les plus externes de l'étoile, encore constituées d'hydrogène, les réactions nucléaires se déclenchent et une énorme enveloppe externe d'hydrogène commence à se dilater. La température superficielle diminue donc mais la luminosité augmente : l'étoile retourne dans le groupe des géantes rouges du diagramme H-R. Désormais l'évolution s'accélère : en quelques millions d'années, il est probable que l'étoile connaisse plusieurs flashs.

Dessin d'une géante rouge

C- La formation de la nébuleuse planétaire.

Après cette période d'instabilité, l'étoile entame la phase finale de son existence. Sa masse n'étant pas assez grande, l'augmentation de la température des régions centrales due à la contraction gravitationnelle ne suffit pas à initier la fusion du carbone, qui ne débute qu'au-delà de 600 millions de degrés. Le carbone est donc comprimé, et l'augmentation de la température dope la production d'énergie par fusion de l'hélium entourant le noyau. L'étoile devient à nouveau une géante rouge mais cette fois, lors de l'expansion, la température de ses couches supérieures diminue assez pour rendre possible la formation d'atomes neutres qui absorbent et réémettent des photons. Plus la fusion de l'hélium en carbone est avancée et plus le noyau doit chauffer pour étendre la fusion ; les couches externes de l'étoile sont alors éloignées davantage et à une vitesse supérieure.

Nébuleuse du Spirographe (IC418)

Lorsqu'il n'y a plus d'hélium à proximité du noyau de carbone, celui-ci se contracte brusquement sous l'effet de la gravité, car les réactions de fusion de l'hélium stoppent, entraînant ainsi une chute de la pression de radiation. L'enveloppe externe très dilatée se détache alors de l'étoile et devient une nébuleuse planétaire. Les couches externes sont alors très éloignées du noyau et ne seront par la suite plus influencées par sa gravité. Elles vont lentement s'évaporer à cause des pulsations du noyau de carbone, et former un nuage résiduel.

Nébuleuse de la Rétine (IC4406)

Nébuleuse de Helix

Nébuleuse de Dumbbell M27

NGC6826, nébuleuse clignotante.

Evolution de l'expansion de la nébuleuse planétaire de l'étoile V838 Monocreotis.

D- L'effondrement en naine blanche (type A).

L'étoile, à court de carburant, et sa masse étant trop faible pour démarrer la fusion du carbone, s'effondre sur elle-même. L'étoile, qui est alors un simple noyau très chaud, contient des atomes qui vont se rapprocher très dangereusement à cause de la contraction. Les électrons des différents atomes risquent alors de se rapprocher ; or, le principe de Pauli dit que deux particules semblables ne peuvent pas exister dans le même état. Ces électrons ne pourront donc pas occuper la même position ni posséder la même vitesse. S'ils se rapprochent, ils devront donc avoir des vitesses très différentes et se repousser très violemment. Donc plus la gravité rapproche les électrons, plus ils s'esquivent à des vitesse élevées, créant ainsi une pression de dégénerescence croissante, qui permet de s'opposer à la gravité. Mais il existe une limite au principe d'exclusion : les électrons ne peuvent se déplacer plus vite que la limite de Chandrasekhar. Le résultat est celui-ci : si la masse du noyau est inférieure à 1,4 MS, la pression de dégénerescence permet de s'opposer à l'intense gravité et donc de stabiliser le noyau en une matière électronique dégénérée de densité 1 à 10 tonnes/cm², et de former une naine blanche, de diamètre environ 30000 km et de température de surface 10000 degrés.

Nébuleuse du Papillon (M2-9) ; on distingue très bien la naine blanche formée au centre.

L'étoile irradie alors ses dernières énergies comme n'importe quel corps d'une certaine température laissé dans le vide. Sa couleur passe du blanc au jaune, puis au rouge et au rouge sombre, puis elle s'éteint, devenant une naine brune. Mais dans le cas où le corps céleste à une masse supérieure à 1,4 MS, elle ne suffit pas à lutter contre la gravité. Les électrons se rapprochent de plus en plus du noyau, et lorsqu'ils sont à la portée de l'interaction forte, ils fusionnent avec les protons pour donner des neutrons.

On obtient une matière baryonique dégénérée, de densité 100 millions de tonnes/cm², formant une "soupe" de neutrons sans vide : une étoile à neutrons ou pulsar, d'une vingtaine de kilomètres de diamètre seulement. Elle est composée d'une croûte de cristal, un arrangement parfaitement ordonné d'atomes contenant un liquide superfluide, c'est-à-dire sans aucun frottement. L'étoile à neutrons récupère l'énergie cinétique du mouvement de rotation de l'ancienne étoile, elle va donc adopter une rotation très rapide, de l'ordre de 50 révolutions par seconde, soit un tour toutes les 20 millisecondes. Elle émet une cinquantaine d'impulsions radio par seconde, comme les signaux lumineux d'un phare, avec une régularité parfaite. Il est cependant très rare d'obtenir une étoile à neutrons dans le cas d'une géante rouge car il faut que la masse du noyau de carbone soit supérieure à 1,4 MS, ce qui est peu probable pour des étoiles de masse inférieure à 8 MS. Mais dans le cas des supergéantes rouges...