Les Etoiles

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1 Présentation générale des étoiles

2 Naissance des étoiles

3 Déroulement de la vie des étoiles
    3.1 Etoiles de type solaire
    3.2 Etoiles massives

4 Mort des étoiles
    4.1 Etoiles à neutrons
    4.2 Pulsars
    4.3 Trous noirs

5 Séquence HR
    5.1 Présentation du diagramme
    5.2 Utilisation du diagramme

6 Quelques durées de vie des étoiles suivant leur masse par rapport au Soleil

Etoiles : Boules d'hydrogène (H) et d'hélium (He) si chaude que des réactions nucléaires se produisent en leur centre.

Les étoiles sont classées en plusieurs catégories selon :
        - leur masse,
        - leur dimension,
        - leur température
        - leur couleur
        - leur magnitude (éclat)

La masse d'une étoile correspond à la quantité de matière qu'elle renferme. La référence de comparaison pour la masse des étoiles est la masse du Soleil. Une étoile peut avoir une masse comprise entre 1/10 et 30 fois la masse du Soleil.

Les étoiles voluent beaucoup plus en taille qu'en masse :
            - Les naines blanches ont la taille de la Terre et la masse du Soleil ;
            - Les gantes deviennent cent fois plus grosses que le Soleil alors que leur masse dépasse guère 10 masses solaires.

La luminosité, comme la couleur d'une étoile, dépend de sa température de surface.
            - Les étoiles blanches ou bleues très chaudes et brillantes ont des températures de surface comprises entre 6 000 et 25 000 °C.
            - Les étoiles jaunes ou rouges peu chaudes et brillantes ont des températures de surface comprises entre 3 000 et 6 000 °C.

Les étoiles sont divisées en deux grands groupes :
            - les étoiles de type solaire,
            - les étoiles massives.

Les étoiles naissent au sein de vastes nuages de gaz (environ 1 a.l. d'envergure) composés essentiellement d'hydrogène, d'hélium et de poussières, les nébuleuses. Lorsque le vaste nuage pénètre dans l'un des bras spiraux de la galaxie, il se trouve déstabilisé et s'effondre sur lui-même. En s'effondrant sur lui-même, le vaste nuage se fragmente en plusieurs nuages qui, à leur tour, se contracterons pour donner naissance à des étoiles. Cela explique que les étoiles jeunes sont toujours groupées en amas d'étoiles (amas ouverts) provenant du même vaste nuage initial. Ces amas restent en l'état tant que les gravités des étoiles qui les composent interagissent. Si un membre de l'amas disparaît ou s'éloigne un peu trop à cause d'une forte gravité extérieure, l'équilibre se rompt et les étoiles nées d'un même nuage se dispersent menant chacune une vie isolée, comme notre Soleil, ou une vie en couple ou petit groupe, comme les étoiles doubles. La formation d'une étoile n'a jamais pu être directement observée au sein de son cocon. Il faut plusieurs millions d'années pour former une étoile. Du fait que les fragments du nuage initial se contractent, les atomes tombent vers le centre de chaque nuage secondaire. La vitesse des atomes est liée à la température, ce qui a pour conséquence une augmentation de la température centrale de chaque nuage et la formation d'une boule de matière (prot-étoile). Plus la température augmente, plus les atomes s'agitent au point d'atteindre des vitesses importantes permettant des interpénétrations et des fusions. Les interpénétrations et les fusions au coeur de la proto-étoile déclenchent des réactions thermonucléaires qui seront essentielles à la vie de l'étoile.

En se contractant, le fragment du nuage initial provoque le déplacement de ses atomes vers son coeur. La densité au coeur du nuage augmente.

Le nuage continue à se contracter. Les atomes rassemblés formant une boule de gaz et de poussières s'agitent de plus en plus, provoquant une élévation importante de la température au coeur de l'étoile en formation. La température augmente sans cesse, les atomes se déplacent de plus en plus vite au point de s'interpénétrer et de fusionner, c'est le début des réactions thermonucléaires qui dureront pendant des millions, voir des milliards d'années. Une étoiles est née.

Chaque étoile est soumise durant toute sa vie à deux forces antagonistes :
        - La gravitation : qui tend l'étoile à se comprimer sur elle-même ;
        - La pression de radiation : due à l'énergie libérée au sein de l'étoile.

Ces deux forces s'équilibrant parfaitement, l'étoile restera stable pendant des millions d'années.

Les étoiles de type solaire possèdent une masse (quantité de matière) proche de celle de notre Soleil. Durant la phase principale de leur vie, les étoiles de type solaire libèrent de l'énergie grâce à la transformation thermonucléaire de l'hydrogène en hélium. Une fois l'hydrogène épuisé, l'équilibre entre la gravitation et la pression de radiation se rompt. L'étoile se contracte, ce qui a pour conséquence une augmentation de la température (la température étant liée à l'agitation des atomes suite à la contraction). Les réactions thermonucléaires qui se produisent au coeur de l'étoile se propagent aux couches supérieures. Il y a augmentation du débit d'énergie, l'étoile brille davantage et quitte la séquence principale du diagramme HR. Les couches externes se dilatent, l'étoile gonfle de manière spectaculaire. Le diamètre de l'étoile peut être multiplié par 100. Alors que les couches externes se dilatent, le coeur d'hélium continue à se comprimer. La température dans le coeur augmente de plus en plus au point de déclencher, vers les 200 millions de degrés celsius, des réactions de fusion de l'hélium. Il s'agit du flash d'hélium produisant un sursaut de luminosité relativement bref.

Le coeur, suite à la fusion de l'hélium converti en carbone, se dilate à nouveau sous l'effet d'apport d'énergie interne. Pour un temps, un équilibre s'installe entre la pression de radiation et la gravitation de l'étoile. Au terme de cette dilatation due à la transformation d'hélium en carbone, l'atmosphère de l'étoile se dilue dans l'espace pour donner une nébuleuse planétaire. Une fois l'hélium entièremment consommé, la production d'énergie diminue, l'étoile se dégonfle, le coeur se contracte et la température augmente en son sein. Le noyau de l'étoile se sépare de l'enveloppe gazeuse qui continue à se dilater. Les couches externes de l'étoile sont éjectées. La température extrêmement élevée permet la fusion des éléments lourds comme le carbone. Puis les réactions de fusion deviennent de moins en moins efficaces. L'étoile devient instable avec des variations importantes de tailles, de température et d'éclat donnant l'impression de pulsation régulière. L'étoile devient variable (étoile variable). Arrive un moment où le coeur de l'étoile est constitué de fer. Les réactions de fusions s'arrêtent, la chaudière centrale s'éteint progressivement. La contraction de l'étoile sur elle-même devient irrémédiable du fait qu'elle ne libère plus d'énergie. L'étoile se contract au maximum jusqu'à atteindre le seuil de contraction de la matière. L'étoile devient une boule dense enrichie en éléments lourds qui brillera jusqu'à avoir évacuer la chaleur emmagasinée en son sein. L'étoile terminera sa vie en naine blanche puis naine rouge et enfin naine noire. 

Les étoiles massives possèdent des masses égales ou supérieures à 2 ou 3 fois la masse du Soleil. Leur vie est plus courte et leur énergie par conséquent brûle plus vite. Les étoiles massives connaissent une fin différente des étoiles de type solaire. Une étoile vieillissante de masse élevée comprend plusieurs couches. A l'extérieur se trouve l'hydrogène puis l'hélium, vers l'intérieur les éléments les plus lourds sont présents après s'être accumulés au cours du développement de l'étoile. Lorsque le fer devient l'élément chimique le plus abondant, l'étoile paraît retrouver un certain équilibre. Dans cette fournaise où s'exerce des pressions colossales, une implacable évolution se poursuit. Le combustible nucléaire s'épuise. L'étoile explose en éjectant dans l'espace à des vitesses atteignant 10 000 km/s l'essentiel de la matière qui la constituait. En quelques jours, elle émet autant d'énergie que le Soleil en 10 milliards d'années. Une super nova est née.

Evolution comparée des étoiles :

Une étoile de type solaire brillant grâce à des réactions de fusion nucléaire produit d'abord des éléments de plus en plus lourds qui vont de l'hydrogène au fer, puis peu à peu refroidit après s'être recroquevillée sur elle-même en naine blanche sous l'effet de sa propre gravitation.
A ce stade, pour les étoiles massives, intervient la notion de masse critique. Si la masse critique est suffisante, la force gravitationnelle de l'étoile développe une énergie considérable lors de la contraction ultime. La température augmente de manière phénoménale (des milliards de °C) dans le coeur de l'étoile. Des rayonnements dûs à la température sont absorbés par les noyaux de fer qui se désintègrent en hélium. L'énergie gravitationnelle prend le dessus, le coeur s'effondre un peu plus. La température augmente de manière encore plus importante. Des g-photons, dûs à la température, très énergétiques désintègrent les noyaux d'hélium. Le coeur de l'étoile ne contient plus alors que des neutrons, des protons, et des électrons. Les protons et les électrons fusionnent pour donner des neutrons. Une étoile à neutrons est née.

Les pulsars se forment lors de la création d'une étoile à neutrons. Le coeur de l'étoile s'effondrant sur lui-même, la matière se concentre de manière très forte, faisant ainsi gagner un rythme de rotation vertigineux. Le rythme de rotation ainsi atteint entraîne une augmentation du champ magnétique. L'étoile canalise comme un aimant les particules chargées (électrons et protons) qui acquièrent des vitesses relativement proches de la lumière. Un rayonnement intense électromagnétique est émis selon les pôles magnétiques de l'étoile. Le champ magnétique n'étant pas axé sur l'axe de rotation de l'étoile, un rayon de particules énergétiques balaye l'espace comme un phare. Un pulsar est né. Les pulsars ne sont détectables que par les ondes radio.

Si la masse de l'étoile est supérieure à 2,5 fois la masse solaire, son noyau devient un trou noir. Les trous noirs sont des astres très denses qui ont une très forte gravité. Ainsi, la vitesse de libération d'un trou noir est de 300 000 km/s (11 km/s pour la Terre). Rien ne peut s'échapper de la surface d'un trou noir, même pas la lumière. Les trous noirs sont les vestiges d'étoiles ayant une masse égale ou supérieure à 2 ou 3 masses solaires. La matière est extrêmement dense et condensée dans le coeur de l'étoile après son explosion en supernova. Les trous noirs sont la plupart du temps invisibles. Une étoile proche d'un trou noir voit sa matière dégagée aspirée. C'est cette matière aspirée tourbillonant à l'intérieur du trou noir qui rend celui-ci détectable aux rayonnements X. Les étoiles ayant des masses supérieures ou égales à 4 fois celle du Soleil génèrent des trous noirs.

Le diagramme de Hertzsprung-Russel (diagramme HR) permet d'avoir une idée de la répartition des étoiles dans l'univers. Les étoiles sont placées dans ce diagramme suivant leur température et leur luminosité. La majeure partie des étoiles, y compris le Soleil, se situent sur la "séquence principale" (ligne a). Un fort pourcentage d'étoiles se regroupe sur la branche des géantes (g), un nombre plus restreint sur la branche des supergéantes (c) (étoile de luminosité exceptionnelle supérieure à 10 000 Soleils). Les naines blanches (d) et rouges (b) présentent une luminosité plus faible (10 000 fois moins lumineuses que le Soleil). La grande différence de luminosité correspond à de grandes différences de taille. Sur le haut du diagramme HR, des géantes et supergéantes sont comparées au petit disque insignifiant du Soleil qui ne mesure que 1 mm de diamètre. Sur le bas du diagramme, le Soleil est gigantesque par rapport à certaines naines blanches et rouges dont la taille minuscule est visible en comparaison avec le disque de la Terre.

Diagramme HR :

Il est possible d'utiliser le diagramme HR pour retracer la vie du Soleil. Le Soleil va briller davantage et quitter lors de son évolution la séquence pricipale du diagramme HR pour rejoindre le groupe des géantes rouges puis des naines blanches. En positionnant une étoile sur ce diagramme, il est donc possible de savoir à quel stade de son évolution nous l'onservons.

Didier LAVANDIER

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