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Bien que ces étoiles géantes soient 10 à 50 fois moins brillantes que celles en pleine phase RGB, cette étape témoigne que des étoiles présentant des masses initiales différentes convergent vers une masse nucléaire commune liée au déclenchement de la fusion de l'hélium. Pour une étoile solaire, l'augmentation de sa taille et de sa luminosité au cours de la migrera vers la branche AGB est relativement rapide; elle s'effectue entre 20 et 100 millions d'années. Sachant qu'à ce stade l'enveloppe du Soleil va grandir démesurément, examinons quelques instants ce qui se passera concrètement sur Terre à cette époque. Les conditions de vie sur Terre dans 5 milliards d'années Durant la phase géante, l'enveloppe du Soleil se rapprochant inexorablement de la Terre, lorsqu’il sera 5% plus chaud qu’aujourd’hui, la végétation terrestre commencera à dépérir. Il sera grand temps pour l’homme de migrer sur Mars ou Europe, le satellite de Jupiter aujourd’hui couvert de glace mais qui se sera alors métamorphosé en planète liquide. L’homme pourrait temporairement y vivre dans des colonies flottant à la surface de l’eau ou ancrées au fond des océans bien que cette vie reclue, loin de la lumière et de la chaleur du Soleil ne soit pas une solution à long terme. Mais nos petits-enfants auront bien le temps de réfléchir à la question. Lorsque le Soleil sera 10% plus chaud, les animaux ne pourront plus supporter la chaleur et disparaîtront à leur tour. Lorsque le Soleil sera 15% plus chaud, les fleuves et l’eau des océans vont s’évaporer, libérant d’énormes quantités de vapeur dans l’atmosphère. La couverture nuageuse retenant la chaleur, la Terre deviendra invivable, la température au sol dépassant largement les 400°C. A ce stade, certains scénarii prédisent que l’enveloppe du Soleil s’étendra jusqu’à l'orbite de Vénus, faisant monter la température sur Terre à 1200°C. Le Soleil sera devenu 2000 fois plus chaud et sa taille pourrait atteindre 180 à 200 fois sa taille actuelle ! A cette époque le Soleil brillera dix mille fois plus fort qu’aujourd’hui à la magnitude -36 et sous-tendra un angle de 69° à la surface de la Terre ! Finalement la Terre sera engloutie dans l’atmosphère solaire et telle une roche en fusion, elle finira dans son noyau dans un long mouvement spiralé. D’autres scénarii, plus optimistes mais minoritaires pensent qu’à ce stade le Soleil aura perdu quelque 28% de sa masse, ce qui fait que Vénus ne connaîtra vraisemblablement pas les affres de l’enfer. La Terre, 38% plus éloignée du Soleil qu’aujourd’hui sera mécaniquement sauvegardée. Epuisement des réserves d'hélium Le Soleil étant une petite étoile de masse très faible, après être passé par le stade RGB et connu les flashes de l’hélium, il retrouvera une certaine jeunesse. Sa taille aura diminuée, il sera devenu moins lumineux, il sera un peu plus chaud (9000 K) et retrouvera un léger hâle jaunâtre. La vie sera à nouveau possible dans la zone habitable durant un milliard d'années. Mais son insouciance fera long feu car il retournera ensuite dans la région des géantes rouges jusqu'à épuisement de ses réserves d'hélium. La fusion de l'hélium et du carbone produit de l'oxygène. Le carbone et l'oxygène vont s'accumuler dans le noyau. Lorsque tout l'hélium du noyau sera consommé, plus aucune réaction ne sera possible. Durant quelques temps la fusion de l'hélium pourra se poursuivre dans l'enveloppe extérieure, mais la durée de vie de l'étoile touchera à sa fin. Etant donné que le processus triple alpha libère 20% de l'énergie de la fusion de l'hydrogène, dans le cas du Soleil la fusion de l'hélium ne dure pas plus de 2 milliards d'années. Pour les étoiles de plus de 7 M¤ la phase supergéante rouge porte le coeur de l’étoile à environ 800 millions de degrés. La masse de l'étoile est suffisamment élevée pour déclencher la fusion du carbone, puis celle de l'oxygène et enfin celle du silicium, chaque processus durant nettement moins longtemps que le précédent. Ainsi pour une étoile de 15 M¤ la fusion de l'hydrogène dure 10 millions d'années, la fusion de l'hélium dure ensuite 1 million d'année, la fusion de carbone ne dure que 300 ans, la fusion de l'oxygène à peine 200 jours et la fusion du silicium ne dure que 2 jours. Durant ces réactions, les noyaux de carbone vont se transformer en silicium, phosphore, soufre et en leurs produits de décomposition, tels le magnésium et l'aluminium. Chaque fois que le combustible vient à manquer le noyau en profite pour se contracter, favorisant la formation de nouveaux éléments. Bientôt la nucléosynthèse stellaire produira une bonne partie des éléments du tableau de Mendéléev. Ces réactions successives sont toujours plus courtes car elles épuisent l'étoile et libèrent continuellement de l’énergie et des gaz de sa surface. Tableaux périodiques des éléments: Le tableau périodique - Periodic Table - Webelements La mort des étoiles Curieusement, à la veille de sa mort l’intérieur d’une étoile prend l’aspect d’une "pelure d’oignon". En effet, à mesure que le noyau d’une étoile massive devient plus dense et plus chaud il devient de moins en moins homogène. Composé d'hydrogène en surface, une étoile massive est constituée d'éléments de plus en plus lourds à mesure que l'on se rapproche du centre. Ces enveloppes concentriques sont créées aux différentes étapes de la combustion thermonucléaire et suivent des seuils bien précis de température et de pression au-delà desquels les réactions s’emballent. Etoiles solaires et peu massives Après la phase géante rouge, le Soleil terminera sa vie environ 50 millions d'années plus tard. Son enveloppe se dégonflera, son noyau se contractera, il deviendra une naine blanche toute auréolée de gaz, ceux-ci formant une nébuleuse planétaire qui accrochera le regard d’éventuels observateurs. L’étoile centrale portée à une température d’environ 10000 K se refroidira graduellement pour finalement disparaître et devenir un corps inerte de la taille de la Terre. La plupart des étoiles naines blanches entre 0.3 et 7 M¤ ont un noyau constitué de carbone et d’oxygène. Inerte et sans enveloppe le coeur de l’étoile se refroidit rapidement et devient une naine noire.
Si l’étoile fait entre 7 et 20 M¤ sur la Séquence principale, à 100 millions de degrés le noyau d’hélium se transforme en carbone puis en oxygène. Vers 7 ou 800 millions de degrés, les noyaux de carbone et d’oxygène se transforment en néon puis en sodium. Au-delà de 1 milliard de degrés, le coeur d’une étoile d'au moins 15 M¤ se transforme en silicium puis en nickel et se désintègre en fer. Nous avons vu que ces réactions son rapides et d'autant plus que la masse de l'étoile est importante. La masse finale du coeur de l’étoile ne dépassant pas 2 M¤, les réactions thermonucléaires s’arrêtent ici et le coeur s’effondre jusqu’au stade d’étoile neutron. Etoiles massives Si l'étoile fait entre 7 et 20 M¤ sur la Séquence principale, ce qui représente une masse d'hélium nucléaire de 3.1 M¤, pour des raisons qui demeurent partiellement incomprises, les réactions en chaîne peuvent s’emballer, la température du noyau montant jusqu’à 1 milliard de degrés ! Le coeur se transforme en fer et un instant plus tard, sous l'effet de la gravitation et de phénomènes relativistes, sa température va atteindre 150 milliards de degrés. Cette apport d'énergie va déclencher le phénomène le plus violent de l'Univers.
Dans un bouquet final l'étoile va exploser en supernova, libérant toute son énergie dans l’espace. Sous l'intensité du rayonnement, les éventuelles formes de vie se trouvant dans un rayon de 100 années-lumière seront condamnées à mort (à l'exception peut-être de quelques bactéries voire des scorpions et des cafards mais rien n'est sûr). Au même instant son coeur va s’effondrer sur lui-même et, s’il atteint le rayon de Schwarzschild, la gravitation ne pourra pas contrecarrer les forces cinétiques qui règnent dans le noyau. La force de gravité s’accentuant, l’implosion va se poursuivre suite à l'amplification des effets relativistes et parviendra à briser les forces de résistances intra-atomiques du coeur de métal; l’étoile s'effondre et devient un trou noir. Tel est le destin funeste auquel doivent s'attendre la majorité des étoiles massives. Dans le cas de SN1987A par exemple, on estime qu'avant d'exploser en supernova la masse minimale de l'étoile de Sanduleak pouvait être de 7 M¤ seulement sur la Séquence prncipale, ce qui laisse peu d'espoir aux étoiles peu massives. Néanmoins les modèles astrophysiques pêchent encore par approximation. Une structure en "pelure d'oignon" Dans les étoiles géantes massives arrivées au stade terminal, le noyau métallique est ainsi recouvert successivement d’une enveloppe de silicium, de néon, d’oxygène, de carbone, d’hélium et d’hydrogène. Tous les éléments plus lourds que le fer sont synthétisés pendant l’explosion de la supernova. C’est donc la masse totale de l’étoile - sa masse sur la Séquence principale - qui détermine jusqu’à quelle phase son noyau se transformera et à quel stade de la combustion thermonucléaire la fusion s’arrêtera dans son noyau. En effet, le processus thermonucléaire s'arrête avec la formation du fer. La réaction qui prévalait jusqu'à présent était exothermique, c’est la réaction qui libérait de l’énergie. A partir du fer, chaque nouvelle combinaison exige un apport d'énergie; le système est endothermique. Mais l'étoile ne peut satisfaire cette exigence. Son rayonnement s'arrête et marque la mort de l'étoile.
En général, la pression de radiation de l’étoile résiste aux forces de la gravitation. Mais si l’étoile n’y parvient pas en raison de sa masse trop élevée, son noyau de masse M peut se réduire à une sphère de rayon Rs = GM/c2, c’est le rayon de Schwarzschild. Il mesure environ 3 km pour une masse équivalente à celle du Soleil. Dans ces conditions l’effondrement est inévitable car ni la force des électrons (l’interaction électromagnétique) ni la force des neutrons (l'interaction forte) ne pourront s’opposer à cette force universelle. Ainsi un objet dépassant 2.5 à 3 M ¤ en fin de vie franchit ce qu’on appelle la "limite de Landau-Oppenheimer" et s’il atteint le rayon de Schwarzschild, il disparaît définitivement du firmament, il devient un trou noir.Ceci explique pourquoi en fonction de sa masse, une étoile géante devient une naine blanche, une étoile neutron ou éventuellement un trou noir. Pour plus d'information Sur ce site Download (Articles historiques dont ceux de Hertzsprung et Russell) L'évolution stellaire en quelques formules L'histoire de Sanduleak, SN1987A La formation du système solaire La température de couleur des étoiles Recueil d'exercices d'astronomie Généralités Température et diagramme HR, Obs.Paris Le tableau périodique des éléments The Hertzsprung-Russell diagram (description), M.Richmond An Atlas of Stellar Spectra, Caltech Cosmic Evolution (dont le chapitre Sun-like evolution), U.Tufts Circumstellar Disk Learning Site Chandra resources (animations flash et posters) Programmes et applets Java StarClock, un programme de Leos Ondra Black Body Radiation, MHHE/McGraw-Hill Planck Law Radiation Distributions, Mike Guidry La relation Luminosité-Rayon-Température, S.Morgan L'évolution stellaire, S.Morgan Diagramme HR, T.Herter/U.Cornell Diagramme HR, MHHE/McGraw-Hill Instituts d'astrophysique et sites éducatifs IAP - Institut d'Astrophysique de Paris IAA- Institut d'Astronomie et d'Astrophysique (ULB) University Surf (sites éducatifs et cours en ligne) Cours d'astrophysique de l'Université de Lyon Retour aux Notions d'astronomie
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