Le cycle de vie d'une étoile et le diagramme de Hertzsprung-Russell

La masse décide de tout

Une étoile est une boule de gaz maintenue par sa propre gravité et empêchée de s'effondrer par la pression de son intérieur brûlant. Sa chaleur vient de la fusion nucléaire dans son cœur. La masse d'une étoile à sa formation, avec un petit effet de sa composition, fixe la température de son cœur, son éclat, sa durée de vie et sa façon de mourir.

Le diagramme de Hertzsprung-Russell

Vers 1910, Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell ont classé les étoiles selon leur éclat et leur couleur. Dans la version actuelle, la luminosité est en ordonnée, sur une échelle logarithmique où le Soleil vaut 1, et la température de surface en abscisse, les plus chaudes à gauche. Luminosité, rayon et température d'une étoile sont liés par

L = 4πR²σT⁴, soit L ÷ L☉ = (R ÷ R☉)² × (T ÷ 5 772 K)⁴

donc les étoiles en haut à droite sont froides mais lumineuses, ce qui veut dire qu'elles sont énormes (géantes et supergéantes), et celles en bas à gauche sont chaudes mais faibles, ce qui veut dire qu'elles sont minuscules (naines blanches). Environ 90 % des étoiles se trouvent sur une bande diagonale, la séquence principale.

La séquence principale

Une étoile de la séquence principale fusionne de l'hydrogène en hélium dans son cœur. C'est la phase la plus longue de sa vie, et sa place sur la bande dépend de sa masse : les étoiles massives sont chaudes, bleues et lumineuses ; les petites sont froides, rouges et faibles. La luminosité croît fortement avec la masse, à peu près L ≈ M^3,5 pour les étoiles comme le Soleil et plus lourdes. Le combustible d'une étoile est proportionnel à sa masse, donc sa durée de vie varie à peu près comme

t ≈ 10¹⁰ ans × M ÷ L

avec M et L en unités solaires : les étoiles lourdes ont plus de combustible, mais le brûlent bien plus vite.

Les étoiles comme le Soleil

1. Sous-géante et géante rouge : quand le cœur n'a plus d'hydrogène, la fusion passe dans une couche autour de lui. Le cœur se contracte et chauffe, et les couches externes gonflent et refroidissent. L'étoile monte la branche des géantes rouges et atteint cent fois le rayon du Soleil ou plus, et quelques milliers de fois sa luminosité.
2. Combustion de l'hélium : vers 100 millions de K, le cœur commence à fusionner l'hélium en carbone et en oxygène, d'un coup dans les étoiles de moins d'environ 2 masses solaires (le flash de l'hélium). L'étoile se contracte en une géante plus petite et plus stable pendant environ cent millions d'années.
3. Branche asymptotique des géantes : quand l'hélium du cœur est épuisé, l'hélium et l'hydrogène brûlent dans deux couches. L'étoile gonfle encore et perd de la masse par de forts vents.
4. Nébuleuse planétaire : les couches externes s'éloignent en une enveloppe lumineuse, éclairée par le cœur chaud mis à nu, pendant quelques dizaines de milliers d'années.
5. Naine blanche : le cœur, de la taille de la Terre environ et sans fusion, refroidit lentement pendant des milliards d'années. Aucune naine blanche ne peut dépasser la limite de Chandrasekhar, environ 1,4 masse solaire.

Les étoiles massives

Les étoiles de plus d'environ 8 masses solaires continuent de fusionner des éléments plus lourds, carbone, néon, oxygène et silicium, en couches comme un oignon, sous forme de supergéantes rouges ou bleues. Chaque phase est plus courte que la précédente : le silicium brûle en un jour environ. La fusion s'arrête au fer, dont la fusion ne libère pas d'énergie. Le cœur de fer s'effondre en moins d'une seconde en une étoile à neutrons d'environ 20 km de diamètre, et le rebond et le flot de neutrinos font exploser le reste de l'étoile en une supernova par effondrement de cœur, un temps aussi brillante qu'un milliard de soleils. Au-delà d'environ 20 à 25 masses solaires, le cœur peut s'effondrer davantage en trou noir. Les étoiles les plus massives perdent d'abord leurs couches externes par leurs vents et deviennent des étoiles Wolf-Rayet très chaudes.

Les petites étoiles

Les naines rouges de moins d'environ 0,35 masse solaire sont entièrement convectives : elles brassent de l'hydrogène frais jusqu'à leur cœur et en brûlent presque tout. Elles vivent des milliers de milliards d'années. Aucune n'a eu le temps de quitter la séquence principale en 13,8 milliards d'années depuis le Big Bang ; les modèles prédisent qu'elles chaufferont jusqu'à devenir des « naines bleues » puis s'éteindront en naines blanches à hélium.

Un exemple chiffré

1. Une étoile de 10 masses solaires : L ≈ 10^3,5 ≈ 3 200 L☉, donc t ≈ 10¹⁰ × 10 ÷ 3 200 ≈ 3 × 10⁷ ans. Les modèles stellaires complets donnent environ 2 × 10⁷ : la règle approximative donne le bon ordre de grandeur.
2. Une géante rouge : une étoile avec L = 2 500 L☉ et T = 4 200 K a R = √2 500 ÷ (4 200 ÷ 5 772)² = 50 ÷ 0,53 ≈ 94 R☉, proche de la taille de l'orbite terrestre, qui mesure 215 R☉.
3. Une naine blanche : le Soleil laissera une naine blanche d'environ 0,109 × 1 + 0,394 ≈ 0,5 masse solaire, environ 1,4 % de son rayon actuel, soit à peu près une fois et demie la taille de la Terre.
4. La règle échoue pour les naines rouges : pour 0,1 masse solaire, L ≈ 0,0012 L☉ et la règle donne environ 9 × 10¹¹ ans ; les modèles donnent plusieurs milliers de milliards, car la règle suppose que seul l'hydrogène du cœur est brûlé.

Utiliser la simulation

Dans le Simulateur d’évolution stellaire et diagramme de Hertzsprung-Russell, essayez :

• Suivez le Soleil : il monte la branche des géantes rouges, redescend à la combustion de l'hélium, monte la branche asymptotique des géantes, traverse jusqu'à la nébuleuse planétaire et descend jusqu'à la naine blanche.
• Comparez le temps passé sur la séquence principale pour 0,5, 1, 2 et 10 masses solaires.
• Choisissez 15 masses solaires : une supergéante rouge, une supernova et une étoile à neutrons. Puis 40 : une étoile Wolf-Rayet et un trou noir.
• Choisissez 0,1 : les résultats indiquent que toutes les étoiles aussi petites sont encore sur la séquence principale.
• Regardez la naine blanche refroidir et pâlir en descendant le diagramme, et lisez son âge.

Ce que le modèle suppose

• Des étoiles isolées de la composition du Soleil, sans rotation et sans compagnon.
• Des trajets simplifiés : chaque phase est un segment droit sur le diagramme entre des points tirés de modèles publiés ; les vrais trajets serpentent, forment des boucles et reviennent en arrière.
• Les durées sur la séquence principale proviennent d'une table fondée sur des modèles stellaires ; la luminosité sur la séquence principale suit une relation masse-luminosité par morceaux.
• Les masses des naines blanches suivent un ajustement empirique, 0,109M + 0,394 masse solaire, et refroidissent selon la loi simple de Mestel.
• Des limites fixes : sous 0,5 masse solaire, une naine blanche à hélium ; jusqu'à 8, une naine blanche ; jusqu'à 25, une étoile à neutrons ; au-delà de 25, un trou noir.
• Les étoiles à neutrons et les trous noirs ne sont pas placés sur le diagramme : ils sont trop petits et, au début, trop chauds pour y tenir.

Cas limites

• 0,1 masse solaire : l'étoile survit des centaines de fois à l'âge actuel de l'Univers ; ses phases suivantes sont des prédictions que personne n'a observées.
• Vers 8 masses solaires : les étoiles peuvent finir en naines blanches lourdes à oxygène et néon ou dans une supernova plus faible par capture électronique ; la simulation bascule à une limite nette.
• Vers 20 à 25 masses solaires : on ne sait pas bien si le cœur forme une étoile à neutrons ou un trou noir, et certaines étoiles s'effondrent peut-être avec peu ou pas d'explosion.
• 40 masses solaires : la masse du trou noir dépend de ce que l'étoile a perdu par ses vents, estimée ici au quart de sa masse initiale.
• Phase de supernova : l'étoile n'est pas affichée ; pendant quelques semaines, elle est aussi brillante qu'un milliard de soleils.

Où le modèle cesse d'être juste

• Les étoiles doubles. Environ la moitié des étoiles semblables au Soleil, et la plupart des étoiles massives, ont un compagnon. Les transferts de masse dépouillent certaines étoiles et en nourrissent d'autres, et une naine blanche qui gagne de la masse aux dépens d'un compagnon peut exploser en supernova de type Ia, un destin que le modèle à une seule étoile ne peut pas montrer.
• La perte de masse et la rotation. La masse que les étoiles perdent par leurs vents, et la vitesse à laquelle elles tournent, sont incertaines et modifient beaucoup les trajets et le destin des étoiles massives.
• La composition. Les étoiles pauvres en éléments lourds, comme celles de l'Univers primitif, sont plus chaudes, perdent moins de masse et laissent des trous noirs plus gros.
• Les vrais trajets. Le flash de l'hélium, les boucles bleues des étoiles de masse intermédiaire et les pulsations thermiques sur la branche asymptotique des géantes sont lissés ici.
• Les étoiles très massives. Les étoiles d'environ 130 à 250 masses solaires, si elles gardent l'essentiel de leur masse, peuvent être entièrement détruites par des supernovas par instabilité de paires, sans rien laisser.
• Le refroidissement des naines blanches ralentit encore quand leur intérieur cristallise ; la loi de Mestel n'en tient pas compte.

Outils associés

La couleur d'une étoile vient de sa température, comme le montre le Simulateur de rayonnement du corps noir ; Comment fonctionne l'effet de serre suit la lumière du Soleil jusqu'à la Terre. Le Simulateur d'orbite montre des planètes et des étoiles qui se déplacent sous l'effet de la gravité, le Convertisseur en notation scientifique gère les nombres gigantesques, et le Convertisseur de température convertit les kelvins.