Les supergéantes
Une image de la supergéante rouge Antarès à 600 années-lumière de la Terre dans la constellation du Scorpion créée en 2017 grâce à des observations du VLTI, l’interféromètre de l’ESO à Cerro Paranal au Chili. Crédit : ESO/K. Ohnaka
Les étoiles de quelques masses solaires achèvent leur vie lorsque la combustion de l’hélium s’arrête, faute de carburant. Par contre, les étoiles de masse supérieure connaissent une fin plus complexe car elles sont en mesure de déclencher d’autres réactions nucléaires.
La transformation en supergéante
Plus la masse d’une étoile est élevée, plus la pression de ses couches externes est grande et plus le noyau est comprimé. La température de ce dernier peut alors atteindre des valeurs plus grandes, ce qui permet à de nouvelles réactions de se mettre en place. Par exemple, une étoile de plus de quatre masses solaires va chauffer son noyau jusqu’à 600 millions de degrés, seuil auquel la fusion du carbone commence.
Cette nouvelle phase de combustion dure encore moins longtemps que la précédente et l’étoile va très rapidement devoir trouver une nouvelle source d’énergie. C’est ainsi que va se mettre en place une série de différentes réactions nucléaires mettant en jeu des éléments de plus en plus lourds.
A chaque étape, la nouvelle source d’énergie sera épuisée plus vite que la précédente et la combustion s’arrêtera momentanément. Ceci provoquera la contraction du noyau et l’apparition d’une nouvelle coquille en fusion. Finalement une nouvelle réaction pourra se mettre en place et le cycle recommencera. Le nombre de réactions différentes est déterminé par la masse de l’étoile. Plus celle-ci est grande, plus la température au centre de l’étoile peut être élevée et plus lourds sont les noyaux susceptibles de fusionner.
On peut citer les étoiles de 10 masses solaires, capables d’atteindre le milliard de degrés et de déclencher la fusion de l’oxygène ou celles de plus de 20 masses solaires, qui atteignent plusieurs milliards de degrés et permettent au silicium d’entrer en jeu. Avec chaque nouveau type de réaction, les dimensions de l’étoile continuent à augmenter et celle-ci se transforme peu à peu en une supergéante.
Une structure en pelures d’oignon
La chaîne ne va cependant pas continuer éternellement. Elle s’arrête lorsque le centre se retrouve essentiellement formé de noyaux de fer.
En effet, l’une des caractéristiques de tout noyau atomique est son énergie de liaison par constituant. Celle-ci représente la force avec laquelle un élément du noyau atomique, proton ou neutron, est lié à l’ensemble. Plus cette énergie de liaison est forte, plus le noyau est stable. Or il se trouve que de tous les éléments, le fer est celui qui présente la plus grande énergie de liaison par constituant. C’est le noyau le plus stable qui puisse exister. Il est incapable de fusionner en produisant de l’énergie. Pour cette raison, le fer va obstinément refuser de jouer le jeu et de participer aux réactions nucléaires. C’est alors la fin du cycle de réactions nucléaires pour l’étoile.
A ce stade, l’étoile a une structure très complexe. Au centre se trouve le noyau de fer éteint. Ensuite, se succèdent une série de couches en fusion, chacune contenant l’un des éléments qui a participé à l’histoire nucléaire du noyau, d’où le nom de structure en pelures d’oignon. On trouve ainsi, en partant de l’intérieur, des couches principalement constituées de silicium, de magnésium, de néon, d’oxygène, de carbone, d’hélium et d’hydrogène. A ce stade, une explosion de supernova est inévitable.
Structure en pelures d’oignon d’une étoile très massive (échelle non respectée). Crédit : Astrophysique sur Mesure/Observatoire de Paris/U.F.E.
Bételgeuse
Bételgeuse est une supergéante rouge à 600 années-lumière environ mille fois plus grande que le Soleil et 100.000 fois plus lumineuse. C’est la huitième étoile la plus brillante de la voûte céleste et on peut facilement la reconnaître comme l’épaule gauche du chasseur Orion dans la constellation du même nom.
Comme toute supergéante qui se respecte, Bételgeuse va finir sa vie dans une explosion de supernova qui ensemencera le milieu interstellaire en éléments lourds. On ne peut pas prédire avec certitude la date de cet événement, mais il devrait se produire dans le prochain million d’années, un temps minuscule en termes astronomiques.
Bételgeuse a déjà éjecté beaucoup de matière sous forme de vent stellaire. Les coquilles concentriques proches de l’étoile sont asymétriques, avec des concentrations plus fortes selon la direction et la distance à l’étoile, ce qui est dû à la convection dans les couches externes de l’étoile. Les couches éjectées il y a plus longtemps entrent en collision avec le milieu interstellaire et créent des arcs de chocs dans la direction du mouvement de l’étoile, à 30 kilomètres par seconde.
Plus loin apparaît une structure rectiligne qui ressemble à un mur de poussière interstellaire. L’analyse des observations montre que cette structure ne provient pas de Bételgeuse. Son origine n’est cependant pas encore claire, peut-être s’agit-il d‘un nuage interstellaire illuminé par la supergéante ou bien d’une structure créée sous l’effet du champ magnétique de notre Galaxie. Comme Bételgeuse se déplace vers ce mur, ses arcs de gaz les plus éloignés vont s’y heurter dans 5000 ans et l’étoile elle-même traversera la structure 12.500 ans plus tard.
La supergéante rouge Bételgeuse observée par le télescope spatial infrarouge Herschel de l’ESA. Au centre, on aperçoit les coquilles de matière éjectée récemment par l’étoile. Plus à gauche, on distingue les arcs de choc provoqués par les éjections les plus anciennes, puis une structure rectiligne que ces arcs vont heurter dans 5000 ans. Crédit : ESA/Markus Bauer/Leen Decin/Göran Pilbratt
