Les étoiles

Une étoile est une gigantesque boule de gaz chaud, émettant sa propre lumière. Cet objet reste en équilibre grâce à deux forces internes qui s'affrontent :

- la force de gravitation qui tend à diminuer son volume.

- les forces de pression (thermodynamique et radiative) qui tendent augmenter sa taille.

Après sa création par effondrement gravitationnel d’un gaz chaud principalement composé d’hydrogène, une étoile va se retrouver dans ce qu’on appelle « la séquence principale », et va trouver son équilibre dans la fusion des atomes d’hydrogène en atomes d’hélium. L’énergie colossale libérée va contrecarrer la gravitation et l’étoile va « brûler » au fur à mesure du temps, sa réserve d’hydrogène.

Durée de vie des étoiles :

La durée de vie des étoiles est très variable et les plus volumineuses auront paradoxalement une vie plus courte que les petites étoiles. Les moins massives pourront « vivre » plusieurs centaines de milliards d’années quand les plus massives auront quelques millions d’années devant elles.

A titre d’exemple, une étoile de 0,10 masse du Soleil, c’est à dire 10%, brillera pendant 1000 milliards d’années ! Proxima du Centaure fait partie de cette classe d’objet.

Masse de l’étoile (par rapport au Soleil)	Durée de vie de l’étoile
0,8	25 milliards d’années
1	10 milliards d’années
1,2	4,5 milliards d’années
1,4	2,5 milliards d’années
2	750 millions d’années
3	250 millions d’années
4	120 millions d’années
6	50 millions d’années
8	30 millions d’années
10	20 millions d’années
15	10 millions d’années
20	8 millions d’années
40	4 millions d’années
60	3 millions d’années

Le Soleil

Le Soleil est une étoile relativement banale, qui est classifiée comme étoile naine, et d’une durée de vie de 10 milliards d’années. Cet adjectif « banal » est très relatif car sans sa présence, nous ne serions pas là pour en parler. Ceci étant, il faut bien avoir conscience que notre étoile n’a aucun caractère exceptionnel, à contrario des nombreuses étoiles visibles à l’œil nu. Cette normalité est la clef de notre présence sur Terre.

Il est très probable que le Soleil est née dans un nuage d’hydrogène où sont nées d’autres étoiles, et qu’au début de son histoire, elle faisait partie de ce qu’on appelle un amas ouvert. Les liens entre les étoiles d’un amas ouvert sont très ténus, et dans la plupart des cas, les étoiles se dispersent rapidement (en quelques dizaines de millions d’années) et finissent leur vie seules (ou en tout petit groupe de deux ou trois). C’est le cas du Soleil qui a certainement « perdu de vue » ses nombreuses sœurs (que certains astronomes se sont risqués à estimer à plusieurs centaines).

Quelques détails sur le Soleil :

Le Soleil a une densité moyenne de 1,4 g/cm3. La densité de la photosphère (partie apparente du Soleil) est très faible (niveau de densité de l'atmosphère terrestre à 50 km d'altitude) , tandis qu'à l'inverse dans le noyau elle avoisine les 160 g/cm3. Les étoiles géantes ou supergéantes sont très peu denses.

Le noyau atteint des températures de l'ordre de 15 millions de degrés.

Le Soleil a une température de surface qui est de l'ordre de 5700 °K

Il rayonne dans tout le spectre électro-magnétique mais avec un maximum vers les 500 nm (dans le vert, mais le rayonnement étant assez bien réparti, il a une apparence jaune).

La photosphère, qui est en fait la surface du Soleil, fait 100 km d'épaisseur. Au dessus s'étendent le chromosphère et la couronne (ce que l'on voit lors des éclipses totales de Soleil).

La chromosphère :

- Au-dessus de la photosphère, se trouve la chromosphère pouvant atteindre 10 000 km de hauteur. Sa température varie entre 10 000 °C juste au-dessus de la photosphère et au-dessus 20 000 °C dans les couches les plus élevées pour atteindre 1 million de degrés quelques 10000 km plus haut où elle fusionne avec la basse couronne.

La couronne :

- Au-dessus de la chromosphère, se trouve la couronne solaire qui s'étend très loin dans l'espace, voire même au-delà de l'orbite terrestre. Sa température varie entre 1 et 2 millions de degrés dans ses basses couches.

Le Soleil est affecté par des taches qui sont la manifestation de champ magnétique local, et qui vont toujours par deux. A l'endroit des taches, la température baisse de 1700 °K environ.

Le Soleil génère également des protubérances (qui sont des grands jets de gaz incandescent, qui peuvent atteindre dans certains cas plus de 400 000 km).

400 km de surface solaire produisent autant d'énergie que toutes les centrales électriques du monde entier. Le Soleil perd 4 millions de tonnes à la seconde (résultant de la fusion hydrogène-hélium). Cette déperdition de poids se traduit par du rayonnement divers, de la chaleur, et de la lumière.

Le Soleil tourne sur lui-même en 25 jours environ.

Notre Soleil, qui est une étoile moyenne, est constitué à 94% d'atomes d'hydrogène, 5,9% d'hélium et à 0,1% d'autres éléments. Sa masse provient pour 73% de l'hydrogène, pour 25% de l'hélium, pour 0,8% du carbone et pour 0,9% d'autres éléments.

600 millions de tonnes d'hydrogène sont transformées en Hélium, 0,7 % de cette masse vont être transformées en énergie.

L'énergie met près d'un million d'années à s'extraire du noyau du Soleil (le trajet de l'énergie est une marche au hasard entrecoupée d'incessantes absorptions et ré-émissions de photons).

Réaction nucléaire dans une étoile

4 noyaux d'hydrogène (4 atomes), génèrent un noyau d’hélium-4 (2 protons, 2 neutrons), en libérant des neutrinos et des positrons, du rayonnement et une colossale énergie.

La limite de température pour que s'amorce les réactions thermo-nucléaire est à partir de 5 millions de degrés.

Lorsque l'hydrogène vient à manquer dans les régions centrales, le noyau se contracte permettant aux couches immédiatement supérieures de brûler, pendant que l'enveloppe se dilate.

Suivant la masse de l'étoile, elle se transformera en géante rouge, ou en supernova, laissant après cette phase respectivement une naine blanche ou une étoile à neutron (ou un pulsar).

A la fin de sa vie, une étoile normale va fabriquer des noyaux d'oxygène, de carbone, de calcium jusqu'au fer (numéro atomique 26) qui est l'élément le plus stable de tous. Pour les éléments plus lourds (plomb, or, uranium, etc) ce sont les supernovae qui vont les fabriquer. Ce qui explique pourquoi les éléments les plus lourds sont plus les plus rares sur Terre.

Les géantes rouges

Une géante rouge est une étoile de masse inférieure ou égale à 8 masses solaires qui arrive en fin de vie. Elle a brûlé tout son hydrogène en son cœur, et se dilate pour continuer à brûler l’hydrogène plus superficiel. En son cœur, la température se cesse d’augmenter et des températures de l’ordre d’une centaine de millions de degrés sont atteintes permettant la synthèse des atomes plus lourds comme l'oxygène, le carbone, l'azote et le fer (composant ultime au delà duquel, plus aucun atome de numéro atomique supérieur ne sera créé).

Pour les atomes de numéro atomique supérieur à 26 (fer), ils seront créés dans les supernovae car l'énergie nécessaire ne sera pas suffisante dans la géante rouge.

Après cette phase de dilation, et la perte d’une grande partie de sa masse, la géante rouge finit sa vie en naine blanche.

Les supergéantes rouges

Une supergéante rouge est une étoile de masse supérieure à 8 masses solaires.

A la fin de sa vie, quand elle a brûlé tout son hydrogène, et commence à créer les atomes comme l'oxygène, le carbone, l'azote et le fer, son cœur va s'arrêter de fonctionner, c'est l'arrêt cardiaque. L'étoile va s'effondrer et ensuite exploser.

Les atomes de numéro atomique supérieur à 26 (fer), vont être créés lors de cette explosion, notamment le plomb, l'or, l'uranium, le zirconium, etc.

Selon la masse du noyau, s'il est compris entre 1,4 et 3 masses solaire, restera une étoile à neutron. Au delà, nous aurons à faire à un trou noir.

Bételgeuse :

Remarque :

Selon les derniers modèles d’évolution stellaire (2004), les étoiles très massives (40 masses solaires), ne passeraient même plus par la phase supernova, mais s’effondreraient directement en trou noir.

Les naines blanches

S. Chandrasekhar a démontré théoriquement que la limite de masse la plus élevée pour les naines blanches fait 1,4 fois la masse du Soleil. Les masses effondrées plus grosses deviennent des étoiles à neutrons ou des trous noirs.

Dans une naine blanche, 1 cm3 peut peser jusqu'à 100 tonnes.

Une des plus connues est Sirius B qui fait à peu près le diamètre de la Terre mais qui a une masse équivalent à celle du Soleil. Elle orbite autour de Sirius A en 50 ans.

Ci dessous, le petit point blanc à gauche est une naine blanche (Sirius B) :

La température d'une naine blanche atteint en moyenne 10 000°K mais peut faire beaucoup plus ...

C'est le stade ultime des étoiles dont les masses initiales sont comprises entre 0,8 et 8 masses solaires. En fait si le résidu (après dispersion de l'enveloppe) de l'étoile ne dépasse pas 1,4 masse solaire, ce cadavre se transforme immanquablement en naine blanche.

La première naine blanche identifiée fut 40 Eridani B, observée en 1910. On a montré qu'elle avait une température de surface de 17 000 K, mais une luminosité totale si faible qu'elle ne peut s'expliquer que si l'étoile est plus petite que la Terre.

Les étoiles à neutrons

Les étoiles à neutrons sont les vestiges de supernova qui peuvent être d'une masse équivalente au Soleil mais dans un volume de seulement une dizaine de kilomètres.

La pression qui permet la stabilité dans ces conditions extrêmes de cet astre est assuré par un gaz de neutron dégénéré. En fait, la force gravitationnelle suffisamment forte au sein de l'étoile entraîne l'interaction des protons et des électrons pour former les neutrons (si la masse dépasse la limite de 1,4 masse solaire, les électrons ne pouvant s'interpénétrer vont se fonder aux protons pour donner des neutrons).

Pour qu'on ait à faire à une étoile à neutron, il faut que le résidu de l'étoile soit compris entre 1,4 masse solaire et 3 masses solaire. Au delà, une étoile à neutron qui dépasse les 3 masses solaires devient immanquablement un trou noir.

La constellation d’Orion abrite une fameuse étoile à neutron nommée Gemina, une source X et gamma très puissante, vestige d'une supernova s'étant produite il y a 340 000 ans à 300 a-l de la Terre. Au moment de l’explosion, elle devait être 10 fois plus lumineuse que la pleine Lune, se voyant en plein jour et formant un deuxième Soleil. Elle fit partie du ciel des hommes préhistoriques pendant quelques semaines, moment où ils apprivoisaient le feu.

Ensuite, pendant des milliers d'années, une merveilleuse nébuleuse, très lumineuse, a dû illuminer le ciel tout près de l’étoile Bételgeuse.

Les naines rouges

Elles ont une masse qui équivaut à peu près à 10 % de la masse solaire (Proxima du Centaure ne fait que 11% de la masse du Soleil pour un diamètre de 200 000 km).

Les astronomes professionnels pensent qu’elles sont très nombreuses (70 % du bestiaire stellaire de la galaxie).

Les naine brunes

Les naines brunes sont des étoiles ratées. Elles n'atteignent pas la limite de masse compris entre 6 et 8 % de la masse solaire (60 à 80 % de la masse de Jupiter) pour que s'amorce les réactions thermonucléaires en leurs cœurs. Leur température interne dépasse rarement le million de degrés, température qui reste beaucoup trop basse pour brûler l’hydrogène (5 millions de degrés). Elles vont, au début de leur vie, brûler le deutérium et le lithium qui sont moins gourmands en température de fusion mais ces réactions ne vont durer tout au plus que quelques millions d ‘années. Elle vont rapidement « s’éteindre ».

Elles ne sont pas très volumineuses, on estime leur taille à la taille de Jupiter ou légèrement supérieure. Leur éclat est très faible et le peu de rayonnement qu ‘elles émettent se fait dans l’infrarouge.

La première naine brune découverte, même si dans la réalité d’autres avaient été soupçonnées auparavant, fût la médiatique Gliese 229 B (19 a-l, 0,03 masse solaire, 700 °C en surface, à 44 UA de son étoile). Elle fût prise en photo par le télescope Hubble, par une équipe européenne (Rafael Rebolo, Canaries) :

De nombreuses naines brunes ont été détectées à ce jour, et ce notamment grâce à la traque des planètes extra-solaires. Quand la planète détectée arrive à la limite de 13 masses de Jupiter, on estime que l’on a à faire à une naine brune, même si cette limite est assez arbitraire et ne tient pas compte du procédé de création de l’objet (accrétion ou effondrement gravitationnel). Cette limite de 13 masses joviennes et le caractère fondamental de ces objets fait encore l’objet de controverses.

Les naines brunes nées d’un effondrement gravitationnel sont susceptibles d’abriter un cortège de planètes à la manière du système solaire. C’est ce qu’a débusqué le télescope spatial infrarouge Spitzer, fin 2004, en détectant un disque protoplanétaire autour de la naine brune OTS44 (15 masses joviennes) située à 500 années-lumière, dans la constellation australe du Caméléon.

Au jour d’aujourd’hui (janvier 2005), les astronomes ont détectées dans un rayon de 10 parsecs (32,6 années-lumière), une quinzaine de naines brunes.