Le fonctionnement des étoiles, comme le Soleil, a déjà été expliqué, mais je n’y explique que ce qui se passe durant la séquence principale du Soleil, c’est à dire le moment où il fusionne l’hydrogène en hélium. Après ça, le Soleil mourra faut d’hydrogène à fusionner dans son noyau. Si ceci marque la fin du système solaire, notre univers, lui, n’en sera toujours qu’à ses débuts…
La naine blanche : l’après Soleil
Un peu après la fin de la séquence principale du Soleil, quand il n’y aura plus rien à fusionner, dans environ 4 milliards d’années, les couches externes de l’étoile finiront par « s’évaporer » dans l’espace laissant alors place à un cœur hyper-dense, rémanent de l’étoile, et de la taille d’une petite planète comme la Terre (concentrant tout de même 50 % de la masse du Soleil).
Ce que le Soleil laissera derrière lui, c’est une naine blanche : un amas de matière dense (1 million de fois la densité de l’eau) et très chaud (50 000 kelvins), résultant de la mort d’une étoile moyenne.
Dans une naine blanche, les protons et les électrons ne sont pas condensés comme dans une étoile à neutrons et subsistent dans un état dit « dégénéré » : c’est à dire, pour simplifier, un état sans transfert d’énergie : tous les niveaux d’énergie sont occupés par les électrons et l’étoile ne peuvent plus se comprimer d’avantage sans se transformer en étoile à neutrons.
La lumière émise par cet astre provient uniquement du rayonnement de la chaleur restante de l’étoile. Étant donnée sa température, le rayonnement se fait dans un très large spectre électromagnétique couvrant tout le domaine visible et jusqu’au rayons X. À l’œil, ces étoiles sont blanches, mais minuscules : elles font la taille d’une petite planète, comme la Terre.
… puis la naine noire
À cause de la forte gravité de surface, aucune particule ne s’échappe de l’étoile et seule l’émission de rayonnement peut refroidir la naine blanche. Ce type de refroidissement est très lent et l’étoile reste donc très chaude durant plusieurs milliards d’années.
Durant tout ce temps, la naine blanche libère sa chaleur interne, sans en produire (aucune réaction de fusion nucléaire n’a lieue).
Au fil du temps, la température de la naine blanche diminuant, sa couleur va changer : passer au jaune, orange, rouge, puis enfin diminuer jusqu’à devenir une naine noire. Avant qu’une naine blanche ne devienne une naine noire, il sera écoulé plusieurs dizaines de milliards d’années.
Après ça, l’étoile se refroidira complètement : le rayonnement tendra progressivement vers zéro. Plus aucune lumière ne sera émise et l’on ne pourra l’observer que par son interaction gravitationnelle sur les autres astres.
On estime qu’après 10⁶⁷ années (donc 10⁵⁸ milliards d’années), toutes les étoiles comme ça auront perdu leur luminosité.
À la vue de ces durées, on comprends pourquoi il n’est observé aucune naine noire dans l’univers : ce dernier est encore trop jeune pour que les naines blanches puisse s’être formées puis avoir refroidies en naine noire.
Une naine noir, amas de matière dégénérée totalement refroidie, est-elle le stade final des étoiles ?
Pas totalement.
De la naine noire vers l’étoile de fer
Une hypothèse existe que le cœur de ces étoiles reste très faiblement actif. Vraiment, très faiblement. Dans une naine noire, à défaut d’une forte température, la pression reste énorme et les particules sont très rapprochées.
Selon l’hypothèse, l’effet tunnel suffit pour, de temps en temps, rapprocher suffisamment deux noyaux atomiques pour les fusionner. Ce processus, très lent, finirait néanmoins, au bout d’une durée approchant 10¹⁵⁰⁰ années (soit bien après l’évaporation des derniers trous noirs), à fusionner toute la matière.
Le produit de fusion sera alors l’élément naturel le plus stable : le fer 56.
En effet, sur le tableau périodique, le Fer est l’élément le plus stable de tous. Les éléments plus légers libèrent de l’énergie si on les fusionne. Quant aux éléments plus lourds, ils libèrent de l’énergie quand ils fissionnent (donc deviennent plus légers). La limite entre les éléments stabilisant en fusionnant et ceux qui le font en fissionnant se situe au niveau du fer 56.
À des échelles de temps de 10¹⁰⁰ ans ou plus, tous les éléments — à l’exception du fer 56 — sont instables et finissent par se désintégrer.
C’est donc vers le fer que tend la matière au sein d’une étoile, après une durée colossale. Quand une naine noire aura transformé toute sa matière en fer, on parlera alors de l’étoile de fer, et c’est ici que se situe le stade ultime d’évolution d’étoiles comme le Soleil.
L’étoile à neutron, l’étoile étrange puis le trou noir
Bien-sûr, si entre temps la naine noire continue d’accréter de la matière, il est possible que la masse résultante dépasse à un moment donné la limite dite de Chandrasekhar, à 1,44 masses solaires.
À ce moment, la matière (composé de neutrons, protons et électrons) ne peut plus résister à la pression : les électrons et protons fusionnent en neutrons. Ce sont alors les neutrons qui sont dans un état dégénéré et c’est l’interaction forte qui empêche les neutrons de s’effondrer davantage.
Aussi, si la naine noire concentrait la masse du Soleil dans le volume similaire à la Terre, l’étoile à neutrons concentre désormais la même masse dans une sphère de seulement ~10 kilomètres de diamètre !
Enfin, si davantage de matière est apportée à l’étoile à neutron, les neutrons eux-mêmes ne peuvent plus rester sous cette forme et finissent par s’effondrer les uns dans les autres également. Ainsi, au delà de la limite dite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (entre 2 et 3 masses solaires de matière dégénérée), l’interaction forte et la pression de dégénérescence des neutrons ne suffisent plus non plus : aucune force ne peut contrer un tel effondrement gravitationnel, et l’étoile devient un trou noir :
La masse se concentre alors en un supposé point unique (la singularité du trou noir). À sa proximité, le champ gravitationnel est si intense que toute matière qui s’approche du trou noir est indéfiniment perdue dans ce puits gravitationnel.
Certains spéculent sur l’existence d’un état intermédiaire entre l’étoile à neutron et le trou noir : l’étoile à quark (ou étoile étrange). Les neutrons s’y sont fusionnés et ce sont alors les quarks qui sont dans un état dégénéré. Une telle étoile est 1 000 fois plus dense qu’une étoile à neutron et aurait un diamètre similaire à celui d’une petite ville terrestre.
La destinée des étoiles résumée
Il est estimé que si l’univers continue à évoluer dans le même sens qu’actuellement, alors, selon la masse accumulée par l’étoile, on atteindra l’un des trois stades possibles :
- en étoiles de fer (si la masse est inférieure à la limite de Chandrasekhar)
- en étoile à neutrons (si la masse est supérieure à la limite de Chandrasekhar mais inférieure à la limite de de Tolman-Oppenheimer-Volkoff)
- en trou noir si la masse dépasse la limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff.
Après des temps énormes, ces trois astres résumeront ce qu’on pourra trouver dans l’univers.
Après 10¹⁵⁰⁰ an cependant, tous les trous noirs se seront évaporés depuis longtemps : si rien ne peut s’échapper d’un trou noir, il existe l’hypothèse selon laquelle les trous noirs s’évaporent : c’est le rayonnement de Hawking (du nom de Stephen Hawking, qui proposa l’idée).
Selon cette hypothèse, un trou noir accumule de la matière, et donc de l’information (i.e. : de l’entropie). Or selon la thermodynamique, un corps qui possède de l’entropie dispose d’une température non nulle et donc un rayonnement. Or en rayonnant, le trou noir perd de l’énergie, et donc de la masse !
Une des hypothèses qui permettrait à un trou noir de perdre de la masse serait grâce aux fluctuations quantique du vide. Le vide produit sans cesse des paires particule-antiparticule. Normalement, ces paires se recombinent immédiatement.
Selon Hawking, la densité d’énergie gravitationnelle autour du trou noir est si forte que l’énergie se transforme en masse, sous la forme d’une paire particule-antiparticule. Il est possible qu’une de ces paires se produise à la surface d’un trou noir, directement sur l’horizon des événements. À cet endroit, les forces de marrée sont si intenses que les deux particules sont séparées avant leur recombinaison. Si une des deux particule tombe dans le trou noir, l’autre s’échappe dans le sens opposé, donc s’éloigne du trou noir. L’énergie ayant produit ces particules provenant initialement du noir, la masse du trou noir est réduite (de façon infime, certes). Ceci réduit par le même fait le diamètre du trou-noir, et permet donc à quelques particules supplémentaires de s’échapper. Un trou noir finirait, selon ces hypothèses, à s’évaporer au bout de 10¹⁰⁵ ans pour les derniers.
Les trous noirs supermassifs mettent le plus de temps à s’évaporer (les forces de marée sont plus forts sur de petits astres, et donc le rayonnement de Hawking également), mais aucun ne devrait subsister après 10¹⁰⁵ années. La masse d’un trou noir finit alors tout simplement en énergie. À noter que la fin des trous noirs se situe donc bien bien avant la formation des étoiles de fer.
Tout ceci, bien-sûr, en excluant des hypothèses comme le big cruch — l’expansion de l’univers s’inverse pour se recontracter — ou la désintégration du proton : le proton n’est pas forcément stable : au delà de 10³³ ans, on n’est plus sûr de sa stabilité, ou de son instabilité à lui non plus…
