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Chapitre
I : Les étoiles ***** |
"Par
principe, nous ne pouvons connaître le présent dans tous ses détails"
Werner HEISENBERG
table des matières de la page :
II- L’enfance d’un étoile : la
protoétoile
IV- Le déclin : géantes rouges et
naines blanches
VI- Le cataclysme : les supernovae
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Toutes
les étoiles sont comme les êtres vivants de notre planète : elles naissent,
vivent et meurent, mais à des échelles différentes des nôtres. Le Soleil a par
exemple une durée de vie estimée de l'ordre de 10 milliards d'années. La durée de vie d’une étoile est
conditionnée par sa masse initiale. Sa composition n'interviendra que très peu
dans le déroulement de sa vie, c’est ce qui sera montré dans le cas des trous
noirs par exemple. De toute façon, la plupart des étoiles n’ont pas vraiment le
choix sur leur composition, vu les températures extrêmes qui règnent dans leur
cœur ou même à leur surface : c’est en général de l’hydrogène qui se
transforme en hélium comme pour le soleil via une réaction nucléaire.
Cependant, il existe un grand nombre de types d'étoiles, dont la masse peut
varier entre 1/10ème et 50 fois celle du Soleil ; leur taille entre 1/400ème et
1000 fois, et leur température de surface entre 2000 et 50.000 degrés.
Imaginons
une étoile d’une masse de 10 fois supérieure à celle du soleil. Durant la
majeure partie de la vie de celle-ci (environ un petit milliard d’années),
l’étoile produira de la chaleur en transformant l’hydrogène en hélium. Cette
énergie créera une pression suffisante pour contrebalancer les effets de la
gravitation de l’étoile, donnant naissance à un objet ayant environ 5 fois le
rayon de celui du Soleil. La vitesse d’échappement depuis la surface d’une
telle étoile serait d’environ 1000 km.sec-1. Lorsque l’étoile aura
épuisé son combustible nucléaire, plus rien ne maintiendra la pression
centrifuge et l’étoile s’affaissera sur elle-même. A mesure que son volume
diminue, sa densité augmente, son champ gravitationnel aussi et il en va de
même pour la vitesse d’échappement. Lorsque le rayon sera descendu à une
trentaine de km, sa vitesse d’échappement aura atteint celle de la lumière….
Selon la théorie restreinte de la relativité, rien ne peut voyager plus vite
que la lumière (en théorie seulement car comme l’effet tunnel en est un des
contre-exemples flagrants), donc tout ce qui tombe dans cette étoile ne pourra
jamais en sortir… en théorie également comme nous allons le voir.
Pour
une étoile, sa naissance commence dans un nuage de gaz. Dans sa petite enfance,
on l'appelle une protoétoile, puis elle passe la plus grande partie de sa vie
dans la séquence principale. A la fin de celle-ci, elle finit par s'enfler
démesurément en une géante rouge, pour mourir sous la forme d'une naine
blanche, d'une étoile à neutrons ou d'un trou noir.
I- La naissance d’une étoile
Un
nuage moléculaire géant est un nuage dense - à l'échelle cosmique - de gaz et
de poussières qui va être assez froid pour permettre à des molécules plus ou
moins complexes de se former. La température d'un tel nuage est typiquement de
l'ordre de 15°K, soit -258°C.
Ce
nuage possède une masse totale comprise entre 100.000 et quelques millions de
masses solaires.
Il est
composé en grande partie d'hydrogène, mais il contient aussi des molécules
organiques complexes à base de carbone. Ces molécules sont nécessaires au
développement de la vie telle que nous la concevons...
Suite à
un événement externe, par exemple l'onde de choc d'une étoile proche qui
explose, ou l'onde de densité d'un bras spiral de la galaxie où il se trouve,
des fragments de ce nuage vont commencer à se condenser dans des régions
appelées 'objets de Barnard' et 'globules de Bok'. Ces régions où la densité va
augmenter de manière considérable en même temps que la température sont
appelées des protoétoiles.
Les
étoiles sont des objets très sociables au début de leur vie : elles naissent
par groupes au sein d'amas parce qu'un nuage va donner naissance à un grand
nombre d'étoiles dans un intervalle de temps réduit, du moins à l'échelle
cosmique. Ce n'est que plus tard qu'elles finiront par s'éloigner les unes des
autres pour vivre de manière plus solitaire.
Un exemple de nuage, qui est un site de formation d'étoiles : M16, la
nébuleuse de l'Aigle, dans la constellation du Serpent.
En
continuant à se condenser sous l'effet de la gravitation, le gaz des
protoétoiles va se réchauffer. Quand il sera assez chaud, il produira une
émission de radiations dans les micro-ondes puis dans l'infra-rouge. A la
température de 2 à 3000 °K, il pourra rayonner dans le rouge, mais cette
lumière sera bloquée par le nuage de poussière environnant.
L'étoile
en formation nous est donc invisible de manière directe, mais on peut toutefois
détecter de telles régions du ciel par la réémission du nuage environnant dans
l'infrarouge.
Ce nuage est
très vaste, il peut faire environ 20 fois la taille du système solaire.
II- L’enfance d’un étoile : la protoétoile
Quand une
portion du nuage sera devenu assez compacte et assez chaude, des réactions
nucléaires vont pouvoir démarrer localement : l'hydrogène va se transformer en
hélium par fusion nucléaire. C'est l'effondrement gravitationnel du nuage qui
fournit l'énergie nécessaire au démarrage et à l'entretien de ces réactions
initiales.
La plus
grande partie du nuage environnant de gaz et de poussière va finir par être
éjecté par les vents violents que va générer la protoétoile. Cette éjection se
fait principalement sous forme de jets polaires, perpendiculaires au disque de
matière qui entoure encore l'étoile. Selon les hypothèses actuelles, ces jets
sont en partie provoqués par la déformation des lignes de champ magnétique au
sein du nuage lorsque le disque commence à se former.
Une vue de
HH30, protoétoile en formation : si la future étoile elle-même est
invisible, elle illumine le disque de matière qui l'entoure (en vert). Les deux
jets, issus de la région centrale, sont nettement visibles en rouge. Source : NASA/HST
Cette
éjection de matière du disque va devenir importante pour la suite de la
formation de l'étoile, parce qu'elle évacue l'excès de moment angulaire, et
diminue ainsi la force centrifuge qui s'opposerait à l'effondrement
gravitationnel.
Au bout
de quelques millions d'années, une grande partie du disque a été éjecté. La
jeune étoile au centre du nuage va devenir directement visible.
Elle
est alors dite dans l'état T-Tauri, ainsi nommé d'après une étoile prototype de
la constellation du Taureau.
Une
partie du gaz restant autour d'elle va se trouver piégé dans le champ
magnétique de l'étoile, et s'échauffer suffisamment pour permettre une émission
de rayons X.
C'est à
ce moment-là également que le disque de gaz qui entoure la jeune étoile va
pouvoir, dans certains cas, se condenser pour former des planètes.
Les proplydes d'Orion, de jeunes étoiles au
stade T-Tauri avec un disque proto-planétaire nettement visible autour. Source : NASA/HST
Tout ce
processus n'a pas pris plus de 40 millions d'années. Peu de temps, en vérité,
comparé au reste de la vie de l'étoile...
Figure 1 : processus de formation d'une étoile moyenne (images NASA/HST)
Ce que
nous venons de décrire ici s'applique à des étoiles dont la masse finale est
inférieure ou égale à quelques masses solaires. La formation des étoiles
massives reste encore largement incomprise à ce jour. Elle serait due en partie
à des phénomènes de coalescence de plusieurs protoétoiles.
III- L’age adulte
Pendant
ce temps, le nuage continue à se condenser toujours sous l'effet de la
gravitation. Mais il vient un moment où la pression du gaz comprimé à
l'intérieur de l'étoile, jointe à la pression de radiation générée par les
réactions nucléaires du cœur de l'étoile va finir par s'équilibrer avec l'effet
de la gravitation et empêcher ainsi l'effondrement de se poursuivre.
A ce
moment-là, l'étoile est en équilibre hydrodynamique, et d'une certaine
manière, dans un état stable. Elle se situe alors sur la séquence principale du
diagramme de
Hertzsprung-Russel, où elle va passer environ 90 % de sa vie. Elle
brûle son hydrogène pour le transformer en hélium.
Le
diagramme de Hertzsprung-Russel, ainsi nommé d'après les travaux du danois Ejnar
Hertzsprung et de l'américain Henry Russel, est une représentation des étoiles
en fonction de leur température de surface et de leur luminosité.
- La température de l'étoile est équivalente à sa couleur.
L'étoile, ou du moins sa surface, se comporte - presque - comme un corps
noir.
- Sa luminosité est directement dépendante de sa
masse.
En
effet, plus l'étoile est massive, plus la gravitation écrase le cœur de
celle-ci. Le gaz interne comprimé va ainsi monter en pression en résistance à
l'effondrement, donc en température. Cette augmentation de température va
favoriser les réactions nucléaires (ce qui au passage fait aussi croître la pression de
radiation).
En
augmentant son taux de réaction nucléaire, l'étoile va brûler plus de
carburant, et plus vite. Ce qui va augmenter d'autant sa luminosité, et réduire
sa durée de vie.
On peut
montrer que la luminosité varie comme la puissance 3 ou 4 de la masse de
l'étoile.
En positionnant les étoiles sur ce diagramme,
on s'aperçoit qu'une grande majorité des étoiles se situe dans une bande
qui va d'en haut à gauche (très chaud et très lumineux) vers le bas à
droite (froid et peu lumineux). Cette bande est appelé la séquence
principale.
Figure 2 : Diagramme de Hertzsprung-Russel
Les
étoiles de la séquence principale sont classées en 7 groupes principaux,
appelés classes spectrales, des plus chaudes vers les plus froides : O, B, A,
F, G, K, M.
A
l'intérieur de chaque groupe, on subdivise encore en sous-groupes de 0 à 9,
toujours du plus chaud vers le plus froid.
Pour vous rappeler les classes spectrales,
il vous suffit d'apprendre la petite phrase suivante (adaptez le G selon votre
désir : Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me.
Ainsi
les étoiles les plus chaudes, O et B, sont bleues, tandis que les plus froides,
du groupe M, sont rouges.
Notre
soleil est une étoile de classe G2 , ce qui correspond à une température de
surface d'environ 6000° K. Il rayonne donc principalement dans le jaune.
Pour
définir le type spectral complet d'une étoile, on ajoute une classification
indiquée en chiffres romains relative à la luminosité de l'étoile : de Ia, les
supergéantes lumineuses, à V, les étoiles de la séquence principale.
|
Nom étoile |
Rigel |
Bételgeuse |
Canopus |
Arcturus |
Achernar |
Véga |
Sirius |
Soleil |
61 du cygne |
Proxyma du centaure |
|
|
B8 i |
M2 Iab |
F0 Ib |
K3 III |
B3 V |
A0 V |
A1 V |
G2 V |
K5 V |
M5 V |
Voici le
positionnement d'un certain nombre d'étoiles connues sur un tel diagramme :
Les étoiles les plus massives, de
type O ou B, produisent des vents stellaires intenses qui sont propulsés loin
de l'étoile par le champ magnétique de celle-ci. Le cas extrême est constitué
des étoiles dites de Wolf-Rayet, dont la température de surface peut atteindre
50.000°K. 
Ci-contre,
l'étoile WR124 du type Wolf-Rayet dans la constellation du Sagittaire. (source
NASA/HST)
En
ionisant fortement leur entourage, ces vents stellaires sont capables de comprimer
la matière environnante, et donc d'initier les processus de formation de
proto-étoiles au sein des nuages moléculaires.
Le
tableau ci-dessous récapitule un certain nombre de caractéristiques des étoiles
de la séquence principale, ainsi que leur abondance relative dans notre
galaxie. Les paramètres de masse, rayon et luminosité des étoiles sont exprimés
relativement aux valeurs du Soleil.
|
Classe |
Masse |
Rayon |
Luminosité |
Température |
Durée de vie |
Abondance relative |
|
O5 |
32 |
18 |
600.000 |
40.000 |
1 |
0.00002 |
|
B0 |
16 |
7.4 |
16.000 |
28.000 |
10 |
|
|
B5 |
6.5 |
3.8 |
600 |
15.500 |
100 |
0.1 |
|
A0 |
3.2 |
2.5 |
60 |
9.900 |
500 |
|
|
A5 |
2.1 |
1.7 |
20 |
8.500 |
1.000 |
1 |
|
F0 |
1.75 |
1.4 |
6 |
7.400 |
2.000 |
|
|
F5 |
1.25 |
1.2 |
3 |
6.600 |
4.000 |
3 |
|
G0 |
1.06 |
1.1 |
1.3 |
6.000 |
10.000 |
|
|
G2 Soleil |
1 |
1 |
1 |
5.800 |
12.000 |
|
|
G5 |
0.92 |
0.9 |
0.8 |
5.500 |
15.000 |
9 |
|
K0 |
0.80 |
0.8 |
0.4 |
4.900 |
20.000 (*) |
|
|
K5 |
0.69 |
0.7 |
0.1 |
4.100 |
30.000 |
14 |
|
M0 |
0.48 |
0.6 |
0.02 |
3.500 |
75.000 |
|
|
M5 |
0.20 |
0.3 |
0.001 |
2.800 |
200.000 |
73 |
(*) La durée de vie estimée de
l'univers étant inférieure à 20 Milliards d'années, aucune étoile de classe K
ou M n'est déjà morte.
L'immense
majorité des étoiles est constituée de petites étoiles de classe M ou K. Les
étoiles géantes ou supergéantes sont extrêmement rares, et ce d'autant plus que
leur durée de vie est brève.
IV- Le
déclin : géantes rouges et naines blanches
Lorsqu'une
étoile a brûlé entre 10% et 20% de son hydrogène, le cœur de celle-ci va se
trouver à court de carburant. 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 glossaire.
Autour
du cœur lui-même, une coquille d'hydrogène va se contracter, et voir ainsi sa
température augmenter, ce qui va permettre de déclencher des 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 cœur va continuer à se contracter sous l'effet de la gravitation
et transférer cette 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.
Comparaison
entre le Soleil tel qu'il est maintenant, et en géante rouge d'ici 5
milliards d'années. La vie sur
Terre sera alors impossible.
Le cœur
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 cœur 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 cœur, 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 cœur 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.
Le cœur
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
jusqu'à ce que la densité soit si grande qu'elle va obliger les électrons à
quitter leurs orbites autour des noyaux. En forçant les électrons à conserver
des niveaux d'énergie tous différents, le principe de Pauli va créer une pression de dégénérescence qui va stopper
l'effondrement de l'étoile en s'opposant à la gravitation.
Celle-ci
est alors devenue une naine blanche, dont la température varie entre 5000 et
100.000°K. Ells ont un rayon de quelques milliers de kilomètres et une densité
de 1 tonne par cm3. 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 pratiquement égale à la
masse initiale - l'expulsion des couches externes n'a concerné que très peu de
matière. La densité y est donc très élevée :
un verre d'eau
rempli de matière pèse plus de 50 tonnes !
Evolution
d'une étoile de une masse solaire portée sur le diagramme
d'Hertzsprung-Russel. Après le
stade géante rouge, l'étoile évolue rapidement vers le domaine des naines
blanches, tout en bas du diagramme.
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.
V- Le phénomène des novæ
Supposons
que cette naine blanche fasse partie d'un système binaire, et que l'autre
étoile 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.
Cette matière va se condenser en un disque
d'accrétion autour de la naine blanche, et tomber vers la surface de cette
dernière. Lorsque la température et la pression dans ce disque seront assez
élevées, une réaction thermonucléaire va pouvoir s'amorcer, induisant ainsi
un flash de lumière qui peut rayonner comme 10.000 soleils : c'est le
phénomène de la nova, qui peut se répéter à intervalles plus ou moins
réguliers. Dans certains cas, cette chute de matière est
suffisamment brutale et massive pour que la réaction entraîne la
destruction de l'étoile naine qui vole littéralement en éclats: c'est une
supernova de type I, phénomène extrêmement lumineux.
VI- Le
cataclysme : les supernovae
Reprenons
notre voyage lorsque tout l'hélium du cœur a brûlé en carbone, mais cette
fois-ci, l'étoile que nous suivons possède une masse initiale d'au moins 6 à 7
Masses solaires. Le cœur de carbone peut alors s'effondrer sous son propre
poids, et les atomes de carbone commencer à fusionner pour former du magnésium.
A ce moment-là, la température intérieure dépasse plusieurs centaines de
millions de degrés.
L'étoile prend alors
une structure en pelure d'oignon, où les différentes couches concentriques
correspondent à des réactions de fusion différentes. Les couches externes
brûlent de l'hydrogène (H) pour former de l'hélium(He), dans la couche
suivante, c'est l'hélium qui se transforme en carbone(C), puis c'est de
l'oxygène(O) qui est formé, et en se rapprochant encore du coeur, on trouve
des éléments de plus en plus lourds : du néon(Ne), du sodium, du
magnésium(Mg), du silicium(Si), du soufre(S), du nickel, du cobalt et enfin
du fer(Fe).
Le fer ne
peut plus se transformer en aucun autre élément, simplement parce qu'il n'y a
plus assez d'énergie : il s'accumule dans un cœur qui se remplit en même temps
de matière électronique dégénérée.
Comme les
couches externes continuent à s'effondrer, la masse du cœur continue
d'augmenter, mais il ne dispose plus d'énergie pour contrebalancer l'effet de
la gravitation. Quand sa masse atteint la masse critique dite de Chandrasekhar,
du nom d'un physicien indien, qui correspond à 1.4 fois la masse du soleil, il
s'effondre brutalement sur lui-même, en entraînant les couches externes de
l'étoile.
Cet effondrement produit une énergie mécanique
énorme dont le transfert à travers les couches de l'étoile a pour résultat
de faire exploser celle-ci, formant ainsi un des phénomènes les plus
lumineux connus : la supernova.
Cette
supernova est dite de type II, par opposition à celles de type I que nous avons
vu précédemment.
Les
débris de l'étoile sont éjectés avec une vitesse qui peut dépasser 10.000
kilomètres par seconde. Ils forment ainsi une magnifique nébuleuse autour du
résidu de l'étoile.
La fin d'une étoile massive est un phénomène
extrêmement rapide : si la fusion de l'hydrogène pendant que l'étoile est sur
la séquence principale dure des millions, voir des milliards d'années, tout le
carbone est transformé en 10.000 ans, tout le néon et l'oxygène en 1 an, et la
transformation finale du silicium en fer ne dure qu'une journée.