Le déclin : géantes rouges et naines blanches

Les réactions nucléaires dans une étoile ont lieu au coeur de celle-ci uniquement, car c'est seulement là que les conditions de température et de pression le permettent. La combustion de l'hydrogène produit de l'hélium qui, en trop grande quantité, va finir par entraver les réactions nucléaires. Au moment où ces réactions ralentissent dans le coeur de l'étoile, on estime que celle-ci a brûlé entre 10% et 20% de son hydrogène total.
A ce moment là, l'étoile entre dans la fin de sa vie.
Un tableau synthétique de l'évolution finale des étoiles selon leur masse est disponible dans le lexique final.

Autour du coeur lui-même, une coquille d'hydrogène va se contracter, et voir ainsi sa température augmenter, ce qui va permettre de déclencher de nouvelles réactions de fusion.
La réaction de fusion nucléaire qui va alors avoir lieu dans cette coquille est assez rapide, et l'onde de pression qui va en résulter va avoir pour effet de faire gonfler les couches périphériques de l'étoile. Ce phénomène est appelé "shell burning" en anglais.

Pendant ce temps, le coeur va continuer à se contracter sous l'effet de la gravitation et transférer son énergie à la surface de l'étoile qui va amplifier son gonflement tout en se refroidissant. Le diamètre de l'étoile peut être multiplié par un facteur 200, tandis que la baisse de température va se traduire par un décalage du rayonnement vers le rouge : l'étoile devient ce que l'on appelle une géante rouge.

Le coeur en continuant à s'effondrer voit sa température croître. Si celle-ci devient suffisamment élevée, c'est à dire au-delà de 100 millions de degrés, les noyaux d'hélium vont pouvoir fusionner à leur tour pour former des noyaux de béryllium instables. Ceux-ci vont à leur tour fusionner avec un autre noyau d'hélium pour donner du carbone, qui lui est stable (réaction dite "triple alpha"). Cette réaction ne se produit que pour des étoiles dont la masse est supérieure à la moitié de celle du Soleil.
Cette phase très rapide est appelée "flash de l'hélium". A ce moment, l'énergie est produite à un rythme élevé, ce qui permet à l'étoile géante de préserver son équilibre.

Pour une étoile dont la masse du coeur est inférieure à 1.4 fois celle du soleil, le processus s'arrête lorsque tout l'hélium est épuisé. Le noyau de carbone devient alors inerte, les processus de fusion ralentissent et l'étoile commence doucement à s'éteindre.

Compte tenu de la contrainte sur la masse du coeur, tout ceci ne s'applique qu'à des étoiles dont la masse initiale ne dépasse pas quelques masses solaires.

 L'enveloppe externe de l'étoile est alors arrachée par les vents stellaires causés par les pulsations du coeur de carbone en formation. Illuminée par la lumière résiduelle de l'étoile, les restes éparpillés de cette enveloppe forment ce que l'on nomme une nébuleuse planétaire. Celle-ci va se disperser dans le milieu interstellaire en quelques centaines de milliers d'années.

Quelques exemples de nébuleuses planétaires : de haut en bas et de gauche à droite :
la nébuleuse Dumbbell (source ESO ), la nébuleuse de l'hélice, NGC3132 , NGC6543 et la nébuleuse Stingray, la plus jeune nébuleuse planétaire connue (source NASA/ HST)

Le coeur de l'étoile, n'ayant plus de carburant pour fournir de l'énergie afin de contrecarrer la force de gravitation, va continuer à s'effondrer sur lui-même.

En mécanique quantique, il existe un principe, appelé principe de Pauli, qui interdit à des électrons de se trouver dans le même état, c'est à dire au même endroit et avec la même énergie.
Lorsque la gravitation va comprimer l'espace disponible pour les électrons -qui sont complétement délocalisés, le coeur de l'étoile étant un plasma totalement ionisé- ceux-ci vont devoir prendre des niveaux d'énergie -donc des vitesses- tous différents. Or la relativité interdit des vitesses supérieures à celle de la lumière, ce qui impose donc une borne supérieure sur les niveaux d'énergie possibles. Il arrive donc un moment où le volume occupé par ces électrons ne va plus pouvoir diminuer, sous peine de ne plus respecter le principe d'exclusion de Pauli.
Cet effet qui s'oppose à la gravitation est appelé pression de dégénérescence.

L'étoile est alors devenue une naine blanche, dont la température varie entre 5000 et 100.000 K. Ces naines blanches ne peuvent plus que rayonner leur chaleur résiduelle en se refroidissant irrémédiablement. Une fois leur température assez basse, elles deviendront invisibles.

Une naine blanche est typiquement de la taille de la Terre, pour une masse comprise entre 0.4 et 1.4 masse solaire. La densité y est donc très élevée :

un verre d'eau rempli de matière pèse plus de 50 tonnes !

Les naines blanches sont des étoiles en rotation rapide, car elles conservent la rotation de l'étoile initiale tout en étant beaucoup plus petites (conservation du moment cinétique).

Elles peuvent de plus posséder un champ électrique et magnétique assez intense pour se comporter comme des accélérateurs de particules et émettre dans le domaine des radio-fréquences ou des rayons X.

Le phénomène des novae

Si naine blanche fait partie d'un système binaire, il est possible que l'autre étoile, évoluant en géante rouge, déborde de son lobe de Roche, c'est à dire que ses couches externes vont se trouver dans le champ d'attraction gravitationnelle de la naine blanche. La matière de l'enveloppe va alors être arrachée à celle-ci par le champ de gravité de l'étoile naine.

Les supernovae

Dans certains cas, cette chute de matière est suffisamment brutale et massive pour que l'étoile atteigne la masse de Chandrasekar, du nom d'un physicien indien, qui correspond à 1.4 fois la masse du soleil.
A ce moment-là, l'étoile s'effondre sur elle-même, sa pression interne ne pouvant plus contrebalancer la gravité. Cet effondrement déclenche une fusion des atomes de carbone et d'oxygène qui n'est pas régulée par l'échauffement ou la dilatation de l'étoile.
Il s'en suit une réaction en chaîne qui va conduire à la destruction de l'étoile dans une gigantesque explosion thermonucléaire.
Dans le spectre de cette explosion, on ne retrouvera bien sur pas de trace de l'hydrogène, mais du silicium. Cette explosion est appelée supernova de type Ia, phénomène extrêmement lumineux mais aussi très régulier. Toutes les supernovae de type Ia ont la même magnitude visuelle absolue de -19.3, environ 5 milliards de fois plus que le Soleil.

D'autres supernovae montrent de l'hélium dans leur spectre au lieu du silicium, elles sont nommées type Ib, et on pense qu'elles correspondent à l'explosion d'étoiles de type Wolf-Rayet.

D'autres encore ne montrent ni silicium, ni hélium (ou très peu) dans leurs spectres. Elles sont désignées de type Ic, mais on ignore leur nature exacte.