Partie 16
- À ce stade, pour des raisons mystérieuses, l'étoile est instable. Les astronomes croient que les étoiles variables, c'est-à-dire les étoiles qui changent périodiquement leur luminosité, apparaissent à ce stade de l'évolution des étoiles, parce que le processus de compression n'est pas lisse et qu'à certains de ses stades il y a des oscillations rythmiques de l'étoile. À ce stade, l'étoile peut passer par une nouvelle phase au cours de laquelle elle projette soudainement une quantité importante de matière dans l'espace interstellaire ; elle peut contenir une partie importante de la masse de l'étoile sous la forme d'une coque en expansion.
- Les éclairs de certains nouveaux flashes sont répétés plusieurs fois, ce qui signifie qu'un seul flash n'est pas suffisant pour que l'étoile atteigne sa stabilité. Mais avec le temps, elle se stabilise, les oscillations disparaissent, l'étoile commence son long voyage vers le cimetière stellaire. Même à ce stade, l'étoile est encore capable d'être active. Elle peut devenir une supernova. La raison pour laquelle une étoile est capable d'une telle activité est due à la quantité de substance restant à ce stade.
- Lorsque nous avons discuté des processus qui se déroulent dans les profondeurs de l'étoile, nous avons dit que le principal produit des réactions nucléaires est l'hélium. Au fur et à mesure que l'hydrogène est traité, le noyau d'hélium de l'étoile grandit. L'hydrogène disparaît, de sorte que la libération d'énergie de cette source est également stoppée. Mais à environ 200 millions de K, une autre façon dont l'hélium génère des éléments plus lourds s'ouvre, et de l'énergie est libérée dans ce processus.
- Les deux atomes d'hélium s'unissent pour former un atome de béryllium qui se décompose habituellement à nouveau en atomes d'hélium. Cependant, les températures et les vitesses de réaction sont si élevées qu'un troisième atome d'hélium s'y joint pour former un atome de carbone avant que le béryllium ne se décompose.
- Mais le processus ne s'arrête pas, parce que maintenant les atomes d'hélium, bombardant le carbone, génèrent de l'oxygène, bombardent l'oxygène, donnent du néon, et bombardent le néon, produisent du magnésium. A ce stade, la température du noyau est encore trop basse pour produire des éléments plus lourds. Le noyau se rétrécit à nouveau, et cela continue jusqu'à ce que la température atteigne environ un milliard de degrés et que la synthèse d'éléments plus lourds commence.
- Si la température augmente jusqu'à 3 milliards de K à la suite d'une compression supplémentaire du noyau, les noyaux lourds interagissent les uns avec les autres jusqu'à ce que le fer se forme. Le processus s'arrête. Si les atomes d'hélium bombardent les noyaux de fer, au lieu de former des éléments plus lourds, les noyaux de fer se désintègrent.
- À ce stade de la vie, le noyau de l'étoile se compose de fer entouré de couches de noyaux plus légers jusqu'à l'hélium, et la couche mince extérieure est formée d'hydrogène, qui fournit encore une certaine énergie. Enfin, il arrive un moment où l'hydrogène est complètement consommé et que cette source d'énergie est épuisée. D'autres mécanismes de production d'énergie cessent également de fonctionner ; l'étoile perd tout moyen de reproduire ses réserves énergétiques. Cela signifie qu'il doit mourir. Maintenant que les stocks d'énergie nucléaire sont épuisés, l'étoile ne peut que rétrécir et utiliser l'énergie gravitationnelle pour maintenir son éclat.
- L'étoile va rétrécir et briller de mille feux. Lorsque cette énergie s'épuise, l'étoile commence à changer de couleur, passant du blanc au jaune, puis au rouge ; enfin, elle cesse de rayonner et commence à voyager continuellement dans le vaste espace sous la forme d'un petit objet sombre et sans vie. Mais sur le chemin de l'extinction, une étoile ordinaire passe le stade d'une naine blanche.