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Cette fois Hertzsprung pouvait donner un nom à son abécédaire stellaire. En 1914, lorsque Hertzsprung et Russell découvrirent que les différents types d'étoiles obéissaient à une relation masse-luminosité et purent apprécier leur évolution dans le diagramme "Spectre-Luminosité" que Russel venait d'inventer, le futur diagramme HR, ils n'imaginaient pas encore les retombées que leurs découvertes allaient provoquées en astrophysique. Implicitement ils obligeaient les astronomes à repenser l'évolution stellaire encore à ses balbutiements.
Pour expliquer le comportement des étoiles et leur diversité, l'astrophysique ne peut plus se contenter des principes de la physique classique et de la mécanique newtonienne. Le cadre expérimental actuel nécessite l'introduction de concepts plus délicats à maîtriser. Ils sont basés sur les lois de la physique quantique et de la Relativité qui complètent les lois traditionnelles dans des conditions physiques extrêmes. L'élaboration de modèles appropriés au rayonnement des étoiles supergéantes, des supernovae, des pulsars et des trous noirs souligne l'enrichissement mutuel de toutes les sciences à travers l'astrophysique. La masse, la luminosité et dès lors l'activité des étoiles sont très variables, ce qui a donné naissance à autant de types d'étoiles que nous allons passer en revue dans les pages qui suivent : les étoiles naines, les novae, les supernovae, les hypernovae, les étoiles neutrons, les pulsars, les étoiles Wolf-Rayet, les étoiles variables et les étoiles doubles. Les phases évolutives (géante et supergéante) sont développées dans l'article consacré à la vie des étoiles tandis que la phase de trou noir est discutée séparément tant elle est fascinante. A consulter : Caractéristiques des principales étoiles Quand tout le combustible nucléaire est consommé, une étoile semblable au Soleil se contracte spontanément sous l’effet de la gravitation au point de se transformer en une petite sphère blanche de la dimension d'une petite planète (1500 à 50000 km de diamètre). Poussée par le rayonnement stellaire général, l'enveloppe extérieure du coeur de l'étoile s'évapore dans l'espace, le plasma et les gaz neutres prenant la forme d'une nébuleuse planétaire. Messier 57, la célèbre nébuleuse annulaire de la constellation de la Lyre est l'illustration typique de ce processus. La petite étoile située au centre de la nébuleuse est le coeur d'une ancienne étoile géante qui a perdu son atmosphère que l'on découvre aujourd'hui sous la forme de cet anneau multicolore. Elle est devenue une étoile naine blanche, très chaude et très brillante, qui lentement se refroidit et disparaîtra totalement à nos regard dans quelques milliards d'années, ne laissant derrière elle qu'un halo nébuleux de gaz chaud qui se refroidira et s'assombrira progressivement, seule trace réminiscente de son passé glorieux.
Tel est l'avenir de notre Soleil et de la majorité des autres étoiles. De la majorité d'entre elles, car même les étoiles plus massives que le Soleil - entre 6 et 10 M¤ sur la Séquence principale - perdront la plus grande partie de leur atmosphère dans l’espace à la fin de leur vie et deviendront des étoiles naines sans avoir explosé au préalable. Selon les calculs de l'astronome indien Subrahmanyan Chandrasekhar toutes les étoiles naines ont une masse nucléaire maximale d’environ 1.4 M¤. Si l'étoile est plus massive (plus de 10 M¤ environ sur la Séquence principale ou plus de 1.4 M¤ dans le noyau en fin de cycle), la pression de dégénérescence des électrons est insuffisante pour retenir la force de gravité et l'étoile continue à s'effondrer sur elle-même. En vertu des relations d’incertitudes de Heisenberg et sous le poids de l'étoile, les électrons libres du noyau s’infiltrent parmi les cendres nucléaires et y déclenchent une réaction de fusion qui conduira à former un noyau d'O-Ne-Mg ou de fer. L’arrêt brutal des réactions de nucléosynthèses permet finalement aux électrons libres de convertir les protons en neutrons et, selon sa masse, de transformer l'astre en étoile neutron, en pulsar ou en trou noir, des entités plus étonnantes encore[3]. Malgré la rigueur de cette évolution, les astrophysiciens nous rappellent qu’il reste des incertitudes quant au nombre d’électrons par baryon dans le noyau d’une telle étoile ce qui peut rendre la solution de l’équation de Chandrasekhar plus instable. S’ajoute le fait que le profil de l’entropie et la pression coulombienne dans le noyau renormalisent certains facteurs, conduisant à modifier la masse de Chandrasekhar, si bien qu’aujourd’hui encore la masse critique peut varier entre 1.2 M¤ et 2.0 M¤. Dans une étoile naine, les réactions thermodynamiques sont inertes. Elles sont remplacées par des phénomènes relativistes et quantiques. Autrement dit, dans ce type d'étoiles les réactions chimiques sont interrompues, se sont des astres "froids" qu'il est possible de modéliser sur base d'une température nulle. A consulter : L'évolution stellaire en quelques formules
En 1932 le physicien soviétique Lev Davidovitch Landau[1] démontra que dans une étoile naine l'effondrement atomique était arrêté par les forces de répulsions nucléaires. Resserrés jusqu'à la dégénérescence, les atomes sont détruits car les électrons ont repris leur liberté. Cette matière qui n’est ni un gaz ni un plasma offre une "pression de dégénérescence" ou “pression de Fermi” qui obéit au principe d'exclusion de Pauli[2]. Cette pression qui ne s’explique qu’en termes quantiques empêche la force de la gravitation d'agir. Les nucléons sont comprimés les uns sur les autres, la densité pouvant atteindre la folle valeur de 1000 tonnes par cm3, avec une moyenne d'un million de fois la densité de la Terre ! La valeur exacte est encore largement débattue mais oscille entre 104 et 109 g/cm3 ! En raison de leur gravité de surface hors du commun qui peut atteindre 100000 fois celle de la Terre, les astrophysiciens pensent que la surface des étoiles naines est également très particulière. Elle pourrait former une épaisse croûte de 50 km d'épaisseur constituée en surface de matière ordinaire mais en profondeur d'un réseau cristallin d'atomes de carbone et d'oxygène, une structure très étrange qui rappelle... le diamant ! Il fallut quelques années pour confirmer cette théorie, mais en 2004 l'astronome Travis Metcalfe et son équipe du Centre d'Astrophysique Harvard-Smithsonian découvrirent à 50 années-lumière dans la constellation du Centaure une étoile naine blanche dont le noyau était cristallin et vraisemblablement constitué d'un gigantesque diamant de 1500 km de diamètre ! Imaginez les carats que cela doit représenter... De Beers et bon nombre d'entre nous y effectueraient bien quelques forages !
Baptisée "Lucy" en hommage à la célèbre chanson des Beatles "Lucy in the Sky with diamonds", cette étonnante étoile naine cataloguée BPM 37093 ne fait pas que briller mais elle résonne également comme un gigantesque gong soumis à des pulsations régulières. C'est en analysant ces pulsations que Metclafe et son équipe ont pu étudier l'intérieure de l'étoile, de la même manière que les géologues utilisent les séismographes pour étudier la constitution interne de la Terre. Constituée du coeur effondré d'une étoile parvenue en fin de vie, la température centrale d'une étoile naine demeure extrêmement élevée. Dépendant de l'agitation des noyaux, elle peut atteindre 100 millions de degrés en début de cycle. En surface en revanche la température avoisine en général 10000 K mais peut occasionnellement être dix fois supérieure. Les étoiles naines se refroidissent rapidement, au moins en termes astronomiques, raison pour laquelle assez peu d'étoiles naines ont été découvertes, tout au plus un millier d'objets. Au début de leur vie les étoiles naines brillent d’un éclat bleu-blanc mais sans émotion : ni la chaleur ni le froid ne les font réagir, que du contraire. Une étoile naine n'a plus aucun moyen de conserver sa chaleur à moins d'accréter la matière d'une étoile proche. Ainsi si elle forme un couple avec une étoile géante, celle-ci perdra une partie des couches supérieures de son atmosphère au profit de l'étoile naine qui verra son atmosphère se remplir d'hydrogène. L'étoile naine se transformera alors en une étoile variable cataclysmique qui peut évoluer en nova suite à l'explosion de l'enveloppe d'hydrogène. L'atmosphère d'une étoile naine prend un aspect très étrange qui n'a plus rien à voir avec une atmosphère ordinaire. Si les éléments les plus lourds comme le carbone sont cloués sur la surface de l'étoile en raison de la gravité, dans une étoile naine de 10000 K les éléments plus légers ne peuvent pas non plus s'en échapper. Seul l'hydrogène ou l'hélium, les deux éléments les plus légers s'échappent dans l'atmosphère, ou ce qui convient d'appeler une atmosphère car étant donné la force de gravité son épaisseur ne dépasse pas quelques centaines de mètres ! Mais grâce à un échantillonnage qui se complète chaque année, si on suit les modèles théoriques on constate que toutes les étoiles naines ayant une atmosphère d'hydrogène portée à plus de 55000 K et rayonnant en ultraviolet présentent une atmosphère qui s'opacifie en raison de la présence d'éléments lourds dans leur atmosphère. Leur opacité croit brutalement au niveau de 54000K qui pourrait correspondre à une augmentation notable d'éléments du groupe du fer. D'autres étoiles naines sont des sources de rayons X peu pénétrants et de rayonnement ultraviolet de très forte énergie, c'est notamment le cas de Sirius B qui, dans ces rayonnements ainsi qu'en UV lointain, brille plus fort que Sirius ! Dans une étoile naine ordinaire, l'atmosphère relativement froide est si peu épaisse qu'elle est a peu près transparente aux rayons X. Mais exceptionnellement quelques rares naines X telle HZ43 présente une couronne qui irradie fortement en rayons X car son atmosphère d'hydrogène et d'hélium est portée entre 1 et 10 millions de degrés. Grâce à cette opportunité, les astrophysiciens peuvent étudier la structure de son atmosphère au moyen de satellites sensibles à ce rayonnement tel ROSAT ou Chandra. A lire : Ce que la science nous dit sur Sirius B
Les étoiles naines ne présentent pas toutes la même composition chimique et elles ne suivent pas toutes la même évolution. Les astronomes les ont classées en deux groupes qui sont eux-mêmes subdivisés en fonction de la température : - Le type DA dont l'atmosphère est riche en hydrogène. - Le type DO et DB dont l'atmosphère est riche en hélium. La lettre D fait référence à leur nom anglais "Dwarf" (naine, mais que l'on traduit également par dégénérée) tandis que la lettre suivante fait référence à leur classe spectrale Parmi les rares étoiles naines que l'on a identifié certaines présentent des instabilités à certaines seuils de température qui provoquent une variation de leur éclat. Elles deviennent des étoiles naines "vibrantes" dont la période des pulsations oscille entre 5 et 15 minutes. Il s'agit des étoiles PG1159, nom donné à la première représentante de cette catégorie, PG1159-053. Cette famille est divisée en 3 types : - Le type DOV dont la température effective est supérieure à 120000 K (classe O) - Le type DBV dont la température effective est comprise entre 24000 et 29000 K (classe B) - Le type DAV dont la température effective oscille entre 11400 et 13000 K (classe A) Le record[4] est détenu par l'étoile naine située au centre de la nébuleuse planétaire NGC 2440 de la Poupe avec une température (de Zanstra) de 350000 K, 60 fois celle du Soleil ! L'étoile est stable. Et comme mon professeur de physique n'avait de cesse de me le rappeler, cette stabilité signifie que cette étoile est morte. Enfin l'étoile BD+16°516 forme un système binaire à éclipse avec une étoile naine beaucoup plus froide de type spectral K0V. L'étoile naine blanche présente une masse de 0.6 M¤ et un diamètre de 16000 km seulement. On en déduit que sa densité vaut 650000 fois celle de l'eau ! Les deux étoiles dont le centre de masse n'est séparé que de 2092000 km tournent autour de leur barycentre commun en 12h30m. Mais il est étrange de constater que c'est l'étoile naine qui est plus petite qui excite et réchauffe l'atmosphère de l'étoile froide de type K.
On constate devant ces "anomalies" que l'astrophysique stellaire ne peut pas encore prédire avec rigueur l'évolution de toutes ces étoiles. Nous savons par exemple que les étoiles naines blanches de type DAV se refroidissent plus rapidement que la théorie le prévoit. Les étoiles naines blanches de type DOV en revanche suivent fidèlement les modèles théoriques mais devraient dissiper un énorme flux de neutrinos pour se refroidir. Etant donné qu’il existe une transition entre les étoiles naines riches en électrons, ayant entre 0.45 et 0.5 électrons/baryon et les étoiles neutrons riches en neutrons constituées d’environ 0.05 électrons/baryon, on peut considérer que ces deux types d’étoiles sont régis par la même dynamique de base et obéissent aux mêmes processus physiques. Ces découvertes étonnantes ont ouvert une nouvelle voie dans le dédale de l'astronomie dont on ignorait encore tout à la fin des années 1970. L'avenir reste passionnant. Citons quelques naines blanches célèbres : l'étoile Van Maanen dans les Poissons, Sirius B, Procyon B, 40 Eridani B, ZZ Ceti. Prochain chapitre
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