Une façon de vivre propre aux étoiles La phase Pré-séquence principale (IV) Si notre proto-étoile présente une masse d'au moins 8% de celle du Soleil soit environ 84 fois la masse de Jupiter, sa masse critique lui permet d'entretenir des réactions thermonucléaires, c’est-à-dire que son noyau peut atteindre une densité et une température suffisamment élevées pour assurer la fusion spontanée des noyaux atomiques. Comment une étoile peut-elle y parvenir ? Pendant le cycle de contractions, alors qu'elle ressemble encore à une proto-étoile partiellement auréolée de gaz, le noyau de la proto-étoile entre dans une fournaise nucléaire. Echauffés par la libération de la chaleur, les atomes du noyau entrent mutuellement en collision et éjectent leurs électrons. Le noyau stellaire ne contient plus d'atomes mais des noyaux atomiques ionisés et des électrons libres. La matière est à l’état de plasma et le coeur de la proto-étoile atteint une température supérieure à 600000 degrés mais qui reste très faible en terme de norme stellaire. Sous la pression exercée par les couches extérieures de la proto-étoile, le taux de collisions augmente, provoquant la compression du noyau. Le noyau stellaire devient ainsi bien plus dense que l'acier. Bientôt l'effondrement de la proto-étoile est stoppé par la pression de radiation du noyau.

T Tauri est un système binaire en phase Pré-séquence principale né voici quelques millions d'années. Il est encore auréolé de gaz et de poussières. Les deux étoiles sont visibles au centre et légèrement au sud-est de l'image. Doc CFHT.

Lorsque l'énergie nucléaire produite par la transformation de l'hydrogène en hélium ou chaîne proton-proton parvient à équilibrer la force de gravitation de l'étoile qui tend à contracter son noyau, l'étoile est parvenue à l'état d'équilibre hydrostatique et prend la forme d'une sphère.

Lorsque cet état d'équilibre est pratiquement atteint, le taux de contraction du noyau ralentit fortement mais continue à produire de l'énergie gravitationnelle. Comme précédemment, cette énergie sera partiellement convertie en chaleur, l'étoile continuant à émettre beaucoup d'énergie, mais cette fois essentiellement sous forme de lumière.

L'étoile continue malgré tout à se contacter jusqu'à ce que la température dans son noyau soit suffisamment élevée pour amorcer les réactions thermonucléaires. Cette température est de 10 millions de K.

Lorsque les réactions thermonucléaires débutent, l'étoile va devoir réajuster son équilibre hydrostatique pour tenir compte de la nouvelle source d'énergie. Pour prendre une analogie, imaginez que votre dragster fonctionnait jusqu'ici aux vapeurs d'essence et que soudainement vous enclenchiez le moteur fusée... Le choc sera plutôt violent, même en tenant fermement les commandes et votre engin va dégager énormement de fumée avant de trouver son régime de croisière. Il en est de même pour les proto-étoiles; sans ajustement et un intense émission d'énergie, elles risquent d'exploser.

L'étoile va donc continuer à générer de l'énergie par effet gravitationnel, elle ne peut l'empêcher, mais du fait que les réactions nucléaires requièrent de très hautes énergies, les réactions de fusion de l'hydrogène vont se concentrer dans le coeur de l'étoile.

Cette réaction est tellement violente au début de la vie d'une étoile que celle-ci éjecte de la matière sous forme de violents vents stellaires. Elle va également perdre une partie de son énergie sous forme de jets de matière très directifs qui participeront au transfert du moment angulaire au disque de poussières et aux éventuelles planètes en phase d'accrétion.

Durant cette phase la proto-étoile réside encore en-dehors de la Séquence principale. Parmi les proto-étoiles parvenues à ce stade évolutif citons le couple binaire T Tauri (voir ci-dessus), BKLT 1623-2418, les objets de Herbig-Haro HH30, HH34 et HH47 ainsi que RW Auriga présentés ci-dessous. D'autres membres de cette famille ont été découverts dans le Trapèze d'Orion et il doit en exister des milliers d'autres dans les nébuleuses chaotiques. Tous ces proto-étoiles sont très actives comme tous les jeunes individus de cet âge.

A lire : La formation du système solaire

A gauche, activité de proto-étoiles de type T-Tauri parvenues au stade Pré-Séquence principale. A droite le jet spectaculaire émis par RW Auriga. Documents Hubble Site et CFH/U.Strasbourg.

Dans le cas d'une étoile de type solaire, cette période va durer 17 millions d'années, terme au bout duquel l'étoile atteindra enfin la Séquence principale. Son rayon sera de 1.33 R_¤ et sa température effective de 4500 K.

Avec un peu de chance, quelques planètes formées à partir des gaz et des poussières protostellaires seront en cours d'accrétion autour d'elle. Les plus proches et les plus petites verront leur atmosphère soufflée par la pression de radiation de l'étoile ou s'évaporer sous la chaleur tandis que les plus lointaines resteront à l'état gazeux ou se figeront dans la glace.

La Séquence principale

Une étoile de type solaire atteint la Séquence principale 27 millions d'années après sa naissance, ce qui est soit très rapide quand on sait qu'elle vivra environ 10 milliards d'années. Ce seuil est appelé "l'Age zéro de la Séquence principale". A ce point l'étoile est parvenue à l'état stable de la maturité. Elle est formée, son diamètre est équivalent à celui du Soleil, elle brille autant que lui et présente un température effective d'environ 6000 K. 

L'astrophysique nous dit que notre Soleil est installé sur la Séquence principale depuis 5 milliards d’années. Son noyau présente une densité centrale de quelque 145.7 g/cm³ et une température de 15.43 millions de degrés. Cette température est en principe insuffisante pour que l'hydrogène commence à se transformer en hélium. Mais avec un petit coup de pouce de l’effet tunnel de la physique quantique que nous détaillerons dans un autre article consacré aux cycles CNO et  p-e-p, les premières fusions thermonucléaires peuvent débuter. Pour maintenir le bilan énergétique, durant cette réaction une faible partie de la masse des noyaux est convertie en énergie pour assurer la cohésion des particules. Chaque seconde le Soleil convertit ainsi environ 500 millions de tonnes d’hydrogène en hélium. C’est ce "défaut de masse" ou cette énergie - merci Einstein - qui graduellement montre vers la surface, se transforme et se dissipe dans l’espace : l’étoile brille et rayonne de chaleur.

Arrivée à maturité, une étoile comme le Soleil est presque constituée de vide; la moitié de sa masse est réunie dans son noyau et occupe un volume cent fois plus petit que son volume total. A la fin de chaque cycle de fusion nucléaire il se retrouve avec quatre fois moins de particules qu’au départ et devient à chaque fois un peu moins dense, un peu plus chaud et un peu plus brillant. A mesure qu'elle évolue sur la Séquence principale, l'étoile devient donc graduellement plus chaude, plus volumineuse et plus brillante sans pour autant franchir le seuil des étoiles géantes, stade qu'elle atteindra malgré tout mais beaucoup plus tard.

A consulter : L'astrophysique solaire

Coquille d'étoile Depuis les travaux d’Eddington qui remontent à 1926, les astrophysiciens ont une idée assez précise de la constitution et de la structure interne des étoiles. A partir de quelques formules simples, voici comment Eddington représentait “les coquilles d’égales température et de masse” au sein de l’étoile Capella, a du Cocher : Eddington en déduisit que pour une étoile géante telle Capella, 90% de sa masse est concentré dans 1/8 de son volume.

Lorsque la jeune étoile a entamé la combustion de l'hydrogène, la réaction produit des noyaux d'hélium et de carbone : l'union de trois particules alpha (hélions) forme du carbone, qui lui même se transformera en azote puis en oxygène. C’est le cycle CNO mais il est très difficile à amorcer dans une étoile de la taille du Soleil car son noyau devrait atteindre une température d’au moins 20 millions de degrés. Les étoiles plus massives y arrivent car vu leur température interne elles parviennent à s’affranchir des forces de répulsions nucléaires qui mettent parfois en jeu des noyaux constitués de huit charges électriques.

Tout au long de son évolution sur la Séquence principale, ainsi que nous l'avons expliqué à propos des lois de l'évolution stellaire, l'étoile va réguler sa production d'énergie grâce à des mécanismes de rétroactions qui maintiennent sa stabilité : relation Taille-Luminosité (L R²) et loi de Stephan (P T⁴) notamment.

La loi du rayonnement thermique (L R²T⁴) va déterminer la quantité d'énergie émise en fonction de la production d'énergie nucléaire. Tant qu'il s'agit de la réaction p-p, le taux des réactions nucléaires qui dépend de la température centrale est également proportionnel à T⁴. Quant à l'équilibre hydrostatique il dépend plus que jamais de l'équation des gaz parfaits: PV=nRT.

Si l'étoile venait à manquer de combustible, sa pression de radiation va instantanément diminuer, ce qui provoquera immédiatement une contraction de son noyau. Cet effet va générer de la chaleur, qui va augmenter la pression dans l'enveloppe stellaire. Les réactions nucléaires vont s'emballer jusqu'à ce que l'étoile retrouve un nouvel équilibre hydrostatique en fonction de sa luminosité.

Inversement, si l'étoile produit trop d'énergie, l'excès d'énergie va réchauffer son coeur, augmenter sa pression et provoquer un déséquilibre vis-à-vis de la force de gravité. Le noyau va s'étendre, se refroidir ce qui va réduire le taux des réactions nucléaires jusqu'à ce que l'étoile retrouve un nouvel équilibre en fonction de la luminosité.

Fin de la Séquence principale

Dans les étoiles ordinaires, d’une à trois masses solaires, à mesure que l'énergie est consommée, les noyaux atomiques utilisés dans le processus de nucléosynthèse deviennent incapables de réagir, ce sont des "cendres" nucléaires et elles s'accumulent dans le noyau. Elles ne peuvent plus synthétiser d’éléments et produire de l’énergie sans une augmentation de la température ou de la pression. Comme tout système produisant du travail, la fin des réserves d'hydrogène entraîne un manque d'énergie pour l'étoile. L'équilibre entre la force gravitationnelle et la pression de radiation entretenue par ce feu nucléaire étant rompu, l’étoile ne peut plus retenir la force de gravité, ce qui déclenche immédiatement une contraction de son noyau.

Si nous prenons l'exemple du Soleil, dans 5 milliards d'années notre étoile aura une réaction surprenante : en accord avec la loi des gaz parfaits, la contraction du noyau va provoquer une élévation substantielle de la température et de la pression. Ce phénomène va déclencher la fusion de l’hydrogène en périphérie du coeur jusque là épargnée.

A ce stade l'étoile va quitter définitivement la Séquence principale en suivant une trajectoire quasiment verticale dans le diagramme HR et entrer dans la phase Post Séquence principale. Elle va ensuite amorcer un coude vers la droite du diagramme HR et se diriger lentement vers la branche des géantes rouges.

Cette chaleur qui se dégage en périphérie va engendrer une dilatation de son enveloppe et sa luminosité va croître rapidement. L'étoile qui était jusque là de magnitude constante deviendra une étoile variable.

10 milliards d'années après sa naissance et après avoir passé près de 99.8% de son temps sur la Séquence principale, comparée à sa situation à l'Age zéro sur la Séquence principale, une étoile comme le Soleil deviendra 2.3 fois plus volumineuse et 5 fois plus brillante en vertu de la relation L R².

En l'espace d'un milliard d'année son rayon va atteindre 2.6 R_¤ et sa température effective va retomber à 4500 K. Durant cette période, l'étoile trouvera sa principale source d'énergie dans son enveloppe extérieure tandis que son noyau va subir une contraction gravitationnelle de plus en plus intense.