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La diversité des étoiles

Evolution d'une étoile de type solaire depuis sa formation dans la nébuleuse de la Lagune. Document T.Lombry.

Une brillante idée (I)

En étudiant plusieurs centaines d'étoiles analysées par ses collègues A.Maury et A.Cannon, en 1905, l'astronome danois Ejnar Hertzprung confirma dans un article intitulé "Giants and Dwarfs" qu'il devait exister deux grandes familles d'étoiles "a", "b" et "c", leurs différences pouvant notamment s'observer dans les caractéristiques de leurs spectres respectifs. Mais il ne put en dire davantage.

En 1913, treize ans avant la publication des travaux d'Arthur Eddington, à une époque où les astrophysiciens s'interrogeaient encore sur la nature du rayonnement des étoiles et du Soleil, l'astronome américain Henry N.Russell publia dans le magazine "The Observatory" un article original intitulé ""Giant" and "Dwarf" Stars" dans lequel il proposa deux nouvelles catégories d'étoiles qu'il appela timidement entre guillemets les étoiles "géantes" et les étoiles "naines".

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 H-R, 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.

On ne le dit jamais assez, mais c'est en 1915 que l'astronome estonien Ernst Öpik (le même qui proposa l'existence d'un nuage cométaire à grande distance du Soleil, qui calcula la distance de M31 et expliqua la formation de la traînée des météores parmi d'autres "premières") calcula pour la première fois la densité d'une étoile dégénérée en prenant l'exemple de l'étoile naine 40 Eridani B.

Öpik fit de nombreuses contributions à la théorie de l'évolution stellaire, suggérant notamment la structure chimique non uniforme (la pelure d'oignon) des étoiles et qui expliqua la structure des étoiles géantes. Malheureusement, certaines de ses théories ne furent jamais acceptées jusqu'à ce qu'elles soient redécouvertes par d'autres.

Heureux ceux qui étudiaient les étoiles il y a plus d'un siècle car non seulement tout était à découvrir mais le bestiaire stellaire était alors bien plus simple qu'aujourd'hui. En un siècle, le monde des étoiles est devenu très complexe au point que les astronomes sont passés de deux types d'étoiles en 1905 à une quinzaine de types d'étoiles aujourd'hui sans même parler de leur différents stades évolutifs !

Aujourd'hui, 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 thermodynamique, de la magnétohydrodynamique, 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 qui est autant une science dure, mathématique, qu'une science de l'observation quand elle cherche à valider ses prédictions théoriques en observant les objets célestes.

L'astrophysique nous apprend que la masse, la luminosité et en corollaire 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 étoiles naines brunes

- les novae

- les supernovae

- les hypernovae et GRB

- les étoiles neutrons, kilonova et FRB

- les pulsars, magnétars et RRATS

- les étoiles Wolf-Rayet

- les étoiles variables

- 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 complexe et fascinante.

A consulter : Caractéristiques des principales étoiles

Articles historiques

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Ejnar Hertzsprung (1905) : "Giants and Dwarfs", in "Source Book in Astronomy 1900-1950, Ed.: H. Sharpley, Harvard University Press, 1960, pp248-252

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Henry N. Russell : "Giant" and "Dwarf" stars, The Observatory, Vol. 36, June 13, 1913, pp324-329

809 KB

Henry N. Russell (1914) : "The Spectrum-Luminosity Diagram", in "Source Book in Astronomy 1900-1950", Ed.: H. Sharpley, Harvard University Press, 1960, pp253-262

14.9 MB

K.Margaret Burbidge, G.R.Burbidge, William A. Fowler, and Fred Hoyle : "Synthesis of the elements in stars", Review of Modern Physics, Vol. 29, issue 4, October 1957, pp547-650. Magazine original également disponible.

Les naines blanches

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.

L'étoile centrale est devenue une naine blanche, très chaude et très brillante, qui lentement se refroidit et disparaîtra à nos regards, ne laissant derrière elle qu'un halo nébuleux de gaz chaud qui, s'il n'est pas alimenté par les éléments du milieu interstellaire et le rayonnement UV d'étoiles proches, se refroidira et s'assombrira progressivement, seule trace réminiscente de son passé glorieux.

Entre sa maturité et sa phase terminale, une étoile naine devient en moyenne un million de fois plus petite et donc de plus en plus dense jusqu'à atteindre une limite, la pression de Fermi (voir plus bas), tandis que sa température diminue progressivement sur une période qui peut s'étendre sur plusieurs dizaines de milliards d'années.

Aujourd'hui toutes les galaxies et leur cortège d'amas globulaires sont peuplées de milliards d'étoiles naines, la plupart sont encore chaudes et donc "blanches" mais beaucoup sont déjà tièdes ou presque froide (jusque 0°C en surface), ce sont les naines "brunes" sur lesquelles nous reviendrons.

En théorie, les étoiles très peu massives y compris celles nées au début de l'ère stellaire il y a plus de 13.2 milliards d'années sont probablement totalement inertes et froides aujourd'hui avec une température négative en surface. On pourrait les qualifier de naines "noires" car du fait de leur état et de leur petite taille elles sont totalement invisibles. Mais elles ne sont peut-être pas indétectables dans la mesure où certaines pourraient orbiter autour d'autres étoiles et former des systèmes multiples. A ce jour, aucune étoile naine noire n'a été découverte.

A gauche, M57, la nébuleuse réminiscente de la dissipation de l'atmosphère extérieure d'une étoile géante. Il ne reste aujourd'hui que son noyau, la petite étoile naine de magnitude 16 que l'on discerne au centre de la nébuleuse qui est l'une des rares étoiles de ce type qui soit visible dans un instrument de 300 mm d'ouverture lorsque les conditions d'observation sont idéales. A droite, l'étoile naine Sirius B située à 8.6 années-lumière scintille faiblement en-dessous de Sirius. Elle est 10000 fois plus pâle que Sirius et brille 500 fois moins que le Soleil. Du fait de cette grande différence d'éclat elle demeure invisible dans la plupart des télescopes car elle est noyée dans le rayonnement de l'étoile géante. Sa masse est légèrement inférieure à celle du Soleil pour un diamètre légèrement inférieur à celui de la Terre (12000 km). Elle présente un type spectral dA2 et une température effective récemment réestimée à 32000 K comparés aux 10500 K de Sirius. L'étoile naine fut résolue pour la première fois en 1862 par l'opticien Alvan Clark à l'Observatoire Dearborn. Documents NASA/STSCI/HST.

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 du fait de sa propre gravité.

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[1].

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

A gauche, structure interne d'une étoile naine de type dA. A droite, cet amas ouvert d'une couleur presque cristalline baptisé NGC1818 est situé à 164000 a.l. dans le Grand Nuage de Magellan, l'une des deux plus grandes galaxies satellites de la Voie Lactée. Réputé pour la quantité de jeunes étoiles qu'il héberge, cet amas ouvert est un lieu privilégié pour étudier l'évolution des étoiles. L'étoile encerclée est une jeune étoile naine qui s'est formée récemment suite à la dispersion de l'atmosphère supérieure d'une géante rouge de 7.6 M¤. L'étoile naine brille d'un intense rayonnement bleu-blanc et présente une température effective de 50000 K. Documents T.Lombry et NASA/STSCI/HST.

En 1932, le physicien soviétique Lev Davidovitch Landau[2] 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[3]. 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 !

Lucy, BPM 37093.

L'étoile Lucy, BPM 37093, un diamant de 1500 km de diamètre !

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 blanc-bleuté 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

A gauche, variation du flux émergeant de rayonnement UV extrême et de rayons X des étoiles naines en fonction de la température mesuré dans les raies du SI et SII par le satellite ROSAT. Les lignes continues représentent l'atmosphère d'hydrogène pur. A droite, l'étoile naine HZ43 est atypique car sa couronne, la partie blanche centrale, émet un intense rayonnement X car elle est constituée d'un gaz ténu porté entre 1 et 10 millions de degrés. Documents STAR adapté par l'auteur et NASA-GSFC/ROSAT.

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

Certaines naines blanches présentent des instabilités à certains 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.

A gauche, la nébuleuse NGC 2440 de la Poupe abrite l'étoile triple 40 Eridani dont le compagnon B détient le record de température superficielle : 350000 K ! A droite, l'amas M4 dans le Scorpion renferme probablement quelques centaines d'étoiles naines, dont quelques échantillons sont encerclés dans cet agrandissement. Documents NASA/STSCI/HST.

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 (par exemple G29-38) 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 : Sirius B, Procyon B, 40 Eridani B, ZZ Ceti et l'étoile de Van Maanen.

Les étoiles naines rouges

Il s'agit d'étoiles naines qui soit n'ont pas la masse suffisante pour rayonner comme les étoiles plus massives (leur production d'énergie se limite à la fusion de l'hydrogène) soit de naines blanches en train de se refroidir.

Quand on parle de ralentissement de l'activité thermonucléaire, cela ne signifie pas son arrêt car la plupart des étoiles naines restent astrophysiquement actives jusqu'au stade de naine brune (voir plus bas) où elles peuvent encore émettre des rayonnements létaux. Ainsi nous verrons que l'étoile double DG CVn composée de deux étoiles naines rouges est capable de produire des éruptions chromosphériques plus violentes que celles du Soleil.

Parmi les étoiles naines rouges citons l'étoile de Barnard (classe M4 V, 3134 K, 0.17 M), Proxima du Centaure (classe M5.5 Ve, 3042 K, 0.12 M), qui est également l'étoile la plus proche et Trappist-1 (classe M8V, 2550 K, 0.08 M).

Proxima du Centaure

Proxima du Centaure, alias Gliese 551 fut découverte par l'astronome écossais Robert Innes en 1915. Il s'agit d'une naine rouge de classe spectrale M5.5 Ve qui appartient au système triple de Rigil Kentaurus (mieux connu sous son ancienne désignation "Alpha du Centaure" car l'UAI l'a modifié en 2016) situé à 4.3 années-lumière dont les deux principales étoiles d'une masse voisine de celle du Soleil sont respectivement de classe spectrale G2V et K1V. Proxima du Centaure est la troisième étoile de ce système. Elle présente une température effective de 3042 K et brille à la magnitude apparente de +11.05. Elle est donc invisible à l'oeil nu. Sa luminosité vaut seulement 17 % de celle du Soleil et sa masse est d'environ 0.12 M pour un diamètre d'environ 200000 km (1.02 mas), soit seulement 1.5 fois celui de Jupiter. Sa densité moyenne est de 56.8 soit 40 fois supérieure à celle du Soleil.

Proxima du Centaure est devenue une "star" le 24 août 2016 lorsque les astronomes ont annoncé la découverte d'une exoplanète d'au moins 1.3 fois la masse de la Terre gravitant autour de cette étoile, dans la zone habitable.

A gauche, Proxima du Centaure située à 4.25 a.l. photographiée par le Télescope Spatial Hubble. A droite, illustration de l'exoplanète Proxima b du système stellaire triple Rigil Kentaurus (alias Alpha du Centaure) situé à 4.3 a.l. Proxima b gravite autour de Proxima du Centaure, une naine rouge de 0.12 masses solaires. Documents NASA/ESA/Hubble et T.Lombry.

Etant donné sa faible masse, à l'intérieur de l'étoile Proxima du Centaure, l'énergie n'est plus transportée par radiation mais presque totalement par convection grâce aux déplacements du plasma. Cette étoile est dite éruptive. Elle présente des variations de luminosité provoquées par des mécanismes de convections modifiant aléatoirement mais de façon importante sa brillance. Comme le Soleil, elle présente des éruptions et des protubérances mais dans ce cas-ci elles peuvent atteindre la taille de l'étoile et une température de 5 millions de degrés capable d'émettre des rayons X. Une étude des caractéristiques de cette étoile et notamment de ses éruptions chromosphériques et bien entendu de la détection de l'exoplanète fut publiée le 25 août 2016 dans le magazine Nature par l'équipe de Guillem Anglada-Escudé de l'Université Queen Mary de Londres.

Comme le Soleil, Proxima du Centaure présente une chromosphère mais qui est surtout active dans la raie UV du magnésium ionisé à 280 nm. Cette étoile émet également un vent stellaire dont le flux ne représente que 1/5e de celui émis par le Soleil. Mais remis à petite taille de l'étoile, par unité de surface il est 8 fois plus puissant que celui du Soleil.

Enfin, selon les astronomes cette étoile naine restera sur la Séquence principale durant quelque 4000 milliards d'années (environ 300 fois l'âge actuel de l'Univers) sans grand changement. Au fil du temps et à mesure qu'elle brûlera son hydrogène et le transformera en une quantité croissante de noyaux d'hélium, son coeur va se réchauffer. Finalement l'étoile va devenir 2.5 fois plus brillante que le Soleil et passer d'une couleur rouge à bleutée mais sans se transformer en étoile géante. Lorsqu'elle aura épuisé ses réserves d'hydrogène, ce sera la fin des réactions thermonucléaires et donc la fin de la production d'énergie. Proxima du Centaure se transformera alors progressivement en naine blanche présentant une température superficelle supérieure à 10000 K avant de se refroidir et terminer sa vie des milliards d'années plus tard comme un astre froid et inerte.

A gauche, localisation de quelques étoiles y compris quelques naines blanches et rouges dans le diagramme H-R et trajets évolutifs de quelques catégories d'étoiles en fonction de leur masse (entre 0.1 et 60 masses solaires). Le trajet des étoiles naines pour des progéniteurs d'au moins 1 masse solaire a également été tracé (trajet ondulé en-dessous de la Séquence principale). En théorie, les étoiles naines peuvent mettre plus de 100 milliards d'années pour devenir totalement froides en progressant de gauche à droite. A droite, illustration de la naine rouge TVLM 513-46546 du Bouvier entourée de son puissant champ magnétique à l'origine de violentes éruptions dans le visible et en ondes radios. Documents T.Lombry et NRAO/Dana Berry/SkyWorks.

TVLM 513-46546

Grâce au réseau radioastronomique ALMA, les astronomes Peter Williams et Edo Berger du Centre Harvard-Smithsonian d'Astrophysique de Cambridge ont découvert une étoile naine rouge très particulière, TVLM 513-46546. Située à 35 années-lumière dans le Bouvier, la masse de cette étoile représente 10 % de celle du Soleil. Des analyses antérieures réalisées grâce à l'installation Karl Jansky (VLA) ont montré que cette étoile est entourée d'un puissant champ magnétique.

TVLM 513-46546 a été étudiée à la fréquence de 95 GHz (~3 mm de longueur d'onde) où les radioastronomes ont détecté de puissantes émissions émises par des particules spiralant autour des lignes de force de son champ magnétique. Les ondes radios émises par cette naine rouge sont 10000 fois plus intenses que celles du Soleil et donc transportent beaucoup plus d'énergie à de plus grandes vitesses. L'intensité de son champ magnétique s'expliquerait par sa rotation élevée dont la période est de seulement 2 heures (contre 25 jours pour le Soleil). Il est probable que ces émissions intenses proviennent des éruptions violentes qui se manifestent continuellement à la surface de cette étoile et qui font actuellement l'objet d'études approfondies.

Bien que beaucoup d'étoiles naines soient entourées d'exoplanètes, à ce jour aucune exoplanète n'a été découverte autour de TVLM 513-46546. Mais dans tous les cas la vie y serait impossible en raison des rayonnements mortels qu'elle émet.

Les étoiles naines brunes M, L, T et Y

En fin de cycle, une étoile naine peut devenir tellement froide qu'elle ne brille presque plus et devient sombre. Arrivée à ce stade, selon l'UAI, si elle présente une masse inférieure à 0.08 M et supérieure à 13 Mj (13 fois la masse de Jupiter) et est capable d'assurer la fusion du deutérium, elle entre dans la catégorie des étoiles naines brunes. La même évolution thermique se produit pour les jeunes naines brunes (âgées de quelques centaines de millions d'années) n'ayant pas atteint ou juste atteint les 0.08 M. Ce type d'étoiles peu massives représente environ 15 % de la population stellaire de la Voie Lactée.

Selon une étude sur les naines brunes publiée en 2004 par Fred Adams de l'Université de Michigan et son équipe, on estime qu'une naine brune de 0.08 M et peu lumineuse (comme Trappist-1) peut survivre pendant 12000 milliards d'années.

En raison de leur faible masse, ces "étoiles râtées" n'ont jamais atteint la Séquence principale mais peuvent malgré tout être intégrées dans la classification spectrale de Harvard à partir de la classe spectrale M8 si leur température effective atteint ~ 2500 K comme c'est le cas du fameux système Trappist-1 abritant 7 exoplanètes tandis que les naines plus froides sont placées au-delà de la classe spectrale M.

La plupart des naines brunes sont tellement froides qu'elles sont uniquement visibles en infrarouge. Aussi, grâce aux satellites spatiaux WISE et Spitzer de la NASA et des instruments infrarouge montés sur les plus grands télescopes terrestres (Gemini, Keck, NTT, etc.), les astonomes ont répertorié plusieurs centaines d'étoiles naines brunes dont la température superficielle est inférieure à 1100 K (1500°C) et les ont classées en fonction de leur température en 3 types :

- Naine de type L : ~2000 à 1100 K et de couleur rouge sombre

- Naine de type T : ~1100 à 625 K et de couleur rouge sombre ou magenta foncé

- Naine de type Y : < 625 K (< 350°C) dont on ignore la couleur.

Naine de type L

Les naines brunes de type L sont plus froides que les naines de type M avec une température effective comprise entre 2000 et 1300 K soit ~1700 à 1000°C. Elles présentent une couleur rouge ou brune sombre, d'où leur nom. L'exemple typique est GD 165B située à 103 années-lumière dans la constellation du Bouvier. De type spectral L4, elle présente les bandes des oxydes métalliques dont ceux du vanadium (VO) et du titane (TiO). Sa température effective est de 1800-1900 K.

Naine de type T

Illustration de l'étoile naine brune errante de type T CFBDSIR J214947.2-040308.9 appartenant au groupe AB Doradus en transit devant l'amas globulaire Terzan 5. Document T.Lombry.

Les naines brunes de type T ont une température effective oscillant entre ~1300 et 625 K soit ~1000 à 350°C et présentent une couleur visuelle rouge sombre ou magenta foncé. Leur spectre présente de nombreuses bandes du méthane qui est donc abondant dans leur atmosphère, ce qui les rapproche des planètes joviennes et des "hot jupiter".

La première étoile de ce type est Gliese 229B découverte en 1995 grâce au télescope du mont Palomar et qui orbite autour de la naine rouge Gliese 229A située à 19 années-lumière. Gliese 229B présente une température inférieure à 1200 ou 1000 K et une masse de 20-50 Mj. Cette température est excessivement faible pour une étoile car même la flamme du bougie peut dépasser 1600 K soit 1327 °C dans la zone la plus blanche.

Parmi les étoiles naines brunes de type T citons CFBDSIR J214947.2 dont une illustration est présentée à droite qui fut découverte en 2012 à 100 années-lumière. Elle présente une masse comprise entre 5-15 Mj et son atmosphère présente une température inférieure à 100°C. Il s'agit d'une étoile errante qui évolue de concert avec le groupe en mouvement AB Doradus (ABDMG). L'étoile naine serait âgée entre 50 et 120 millions d'années. Son atmosphère contient du méthane et de l'eau.

Naine de type Y

Jusqu'en 2011, il s'agit d'une classe théorique jusqu'à ce qu'on découvre quelques étoiles appartenant à cette famille. Les naines brunes de type Y présentent une température superficielle < 625 K soit < 350°C. On ignore leur couleur mais étant donné leur très faible température et la présence de raies moléculaires, elles peuvent être semblables à l'une des planètes géantes du système solaire et donc varier du brun clair au magenta foncé en passant par le vert bouteille.

En 2011, grâce au satellite WISE les astronomes avaient identifié 6 naines de types Y dont la température de l'atmosphère oscille entre 448 et 248 K soit entre 175°C et à peine 25°C. Pour cette raison elles sont surnommées les naines brunes ultra froides.

La première naine brune de type Y qui fut identifiée est WISE 1828+2650 présentée ci-dessus à droite découverte en 2011 à quelque 40 années-lumière dans la constellation de la Lyre dont la température de l'atmosphère est inférieure à 25°C. Sa masse est estimée entre 3 et 20 Mj.

A gauche, comparaison entre quelques étoiles naines emblématiques. A droite, l'étoile naine brune de type Y WISE 1828+2650 dont la température de l'atmosphère est inférieure à 25°C. Documents T.Lombry inspiré de Viki Joergens/MPIA et NASA/Caltech/UCLA.

Le record est détenu par WISE 0855-0714 découverte en 2014 (mais déjà détectée en 2013 grâce au télescope Gemini North) à 7.2 années-lumière dans la constellation de l'Hydre. La température de son atmosphère oscille entre 225-260 K soit entre -48 et -13°C et sa masse se situe entre 3-10 Mj bien que l'incertitude varie d'un facteur deux. Cette étoile naine brune contient principalement de l'eau (sous forme de vapeur ou de glace) et affiche des nuages comme l'atmosphère de Jupiter (125 K soit -148°C) mais elle est plus calme.

Compte tenu de la définition de l'UAI, cet objet étant plus léger qu'une étoile brune et n'orbitant pas autour d'un autre astre n'est pas considéré comme une planète. Si cet astre est bien isolé, il pourrait s'agir d'une étoile errante comme nous en avons déjà détecté une en 2004 (Cha 110913-773444 mais dont la nature n'est pas encore très claire).

Modélisation des naines brunes

La taille des étoiles naines brunes étant inférieure à la résolution des plus grands télescopes, les astronomes utilisent la méthode de la cartographie par rotation de phase (RPM) pour étudier leur surface, ce qui permet comme on le voit ci-dessous à gauche, de distinguer les zones brillantes et sombres et de suivre leur évolution au cours du temps.

Les étoiles naines brunes ont une atmosphère similaire à celle des exoplanètes géantes composées de gaz chaud. Selon une modélisation réalisée par l'astrophysicien Daniel Apai de l'Université d'Arizona et ses collègues présentée ci-dessous, l'atmosphère supétrieure des naines brunes se compose de monoxyde de carbone (CO) contenant une ou plusieurs couches nuageuses dont la composition varie selon le type d'étoile. Ces nuages contiennent notamment des oxydes métalliques (Ca-Ti et du Corindon, c'est-à-dire de l'oxyde d'aluminium) et des silicates à base de magnésium, une substance qu'on retrouve notamment dans le talc.

A lire : M dwarfs, L dwarfs and T dwarfs, Neill Reid/STScI

A gauche, cartographie de la surface de l'étoile naine brune Luhman 16b (alias WISE J104915.57-531906.1B) située à 6.5 années-lumière par le VLT. A droite, composition de l'atmosphère supérieure des étoiles naines brunes de Type L et T comparées à celle de Jupiter. Documents Ian Crossfield/ESO et Daniel Apai/U.Az adaptés de Yang et al. (2015).

Les analyses photométriques de 44 naines brunes réalisées par Metchev et ses collègues grâce au télescope infrarouge Spitzer montrent que leur luminosité varie périodiquement comme celle des étoiles variables. Or, les naines brunes n'ont pas l'énergie nucléaire suffisante pour déclencher de telles phénomènes. L'origine de ces fluctuations lumineuses est donc différente et provient d'un processus non thermique qui n'a rien à voir avec les puissantes émissions qu'on peut observer sur les novae ou les pulsars.

Les données enregistrées par les télescopes VLT et Spitzer suggèrent que les étoiles naines brunes sont enveloppée d'une atmosphère nuageuse. Selon une étude de Stanimir Metchev de la Western University d'Ontario publiée en 2014, sachant que les étoiles tournent sur leur axe en quelques jours, selon la latitude ces couches nuageuses sont entraînées autour de l'astre par la force de Coriolis et forment des bandes circulant en sens contraire à l'instar de celles qu'on observe sur Jupiter. C'est l'alternance de zones d'éclaircies et nuageuses qui expliquerait leur variation périodique de luminosité qui serait le signe d'une couverture nuageuse éparse et plus ou moins brillante comme on le voit dans la simulation suivante et ci-dessous à droite.

A voir : Rotation des couches nuageuses d'une naine brune (.gif de 1.2 MB), NASA

A gauche, tempête de métal fondu, de silice et autres sels dans l'atmosphère d'une étoile naine brune. A droite, la combinaison de la rotation d'une étoile naine brune et de l'alternance de bandes nuageuses et d'éclaircies dans son atmosphère supérieure expliqueraient ses variations de luminosité. Documents NASA/JPL-caltech/U.W.Ontario et NASA/JPL.

Selon Metchev, ces couches nuageuses pourraient former des tempêtes torrentielles accompagnées éventuellement d'éclairs plus violents que ceux observés sur Jupiter où n'importe quelle autre planète. Des pluies pourraient tomber de ces nuages, non pas constituées de gouttelettes d'eau car la température est trop élevée (2000-625 K) mais de métal fondu, de sable (de la silice fondue) et divers sels.

Ces études complétées par les programmes de recherches des exoplanètes permettent aux astrophysiciens de mieux comprendre non seulement la formation et l'évolution des naines brunes mais également de leurs "petits frères", les "hot jupiter" et autres planètes géantes gazeuses chaudes. Cette recherche ouvre aux spécialistes une nouvelle fenêtre sur la météorologie des exoplanètes gazeuses qui représentent aujourd'hui de véritables laboratoires climatiques accessibles aux grands télescopes.

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[1] A propos des pulsars, des étoiles naines et des étoiles neutrons lire, R.Canal et E.Schatzman, Astronomy and Astrophysics, 46, 1976, p229 - A.Burrows, Physics Today, sept.1987, p28 - A propos de la matière dont est fait le coeur des étoiles massives lire, F.C.Michel, Physical Review Letters, 60, 1988, p677 - G.Brown, Nature, 336, 1988, p519.

[2] L.Landau, Phys.Z.Sowjetunion, 1, 1932, p285.

[3] Le principe d'exclusion de Pauli précise que les particules élémentaires ont des états quantiques bien déterminés qui expliquent l'état de la matière. Cf. le dossier consacré à la physique quantique.

[4] L'étoile naine fut découverte par Sally R.Heap de la NASA-Goddard SFC grâce au Telescope Spatial Hubble en 1992. Lire également P.Aterthon, Nature, 320, 1986, p423.


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