La vie des étoiles

En construction

Les étoiles prennent naissance au sein de grandes nébuleuses, comme la grande nébuleuse d'orion, et finissent leur vie en créant des nébuleuses planétaires, comme les nébuleuses de la Lyre ou du Crabe.

Classification des étoiles:

Le diagramme de Hertzsprung-Russell
Dans ce diagramme, les étoiles sont classées, d'une part, selon leur luminosité intrinsèque, repérée à l'aide de leur magnitude absolue visuelle Mv, et, d'autre part, selon leur type spectral, lequel rend compte de leur température superficielle (donc de leur couleur). La magnitude est portée en ordonnée, les étoiles les plus brillantes occupant la partie supérieure du diagramme et les températures superficielles sont portées en abscisse décroissant de la gauche vers la droite — comme on peut le voir d'après la couleur du fond et la disposition des lettres figurant les classes spectrales. Plus de 90 % des étoiles se situent alors dans la large bande appelée séquence principale, le long de laquelle la température superficielle décroît en même temps que la luminosité. Certaines étoiles cependant n'appartiennent pas à cette séquence et sont rejetées dans les autres régions du diagramme. Ainsi, les géantes et les supergéantes, très brillantes mais ayant une température superficielle peu élevée, occupent le coin supérieur droit, tandis que les naines, chaudes et peu émissives, se situent dans le coin inférieur gauche.

Dans la séquence principale, la taille de l'étoile croît en même temps que sa température et sa luminosité. Les étoiles chaudes de la séquence, d'un bleu vif, siégeant dans le coin supérieur gauche, sont également les plus brillantes ; les étoiles jaunes et moyennement brillantes, comme le Soleil, ont une taille que l'on peut qualifier de moyenne tandis que les naines rouges sont les plus petits objets de la séquence. Mais, pour la minorité d'étoiles qui se situent en dehors de la séquence principale, c'est la taille, plus que la température superficielle, qui détermine la luminosité. Ainsi les petites naines blanches ont, malgré leur température superficielle plus élevée que celle du Soleil, une surface émissive si restreinte qu'elles dégagent finalement peu de lumière. Inversement, les géantes rouges et les supergéantes peuvent, du fait de leur énorme taille atteignant parfois mille fois celle du Soleil, être un million de fois plus brillantes que lui, alors qu'elles ne sont souvent pas plus chaudes.

Classe d'étoile:
Les différents types d'étoiles sont O B A F G K M (et R N S), des plus chaudes au moins chaudes. Chaques type d'étoiles se décompose en sous-types numérotés de 0 à 9. Une étoile du type F9 est proche d'une étoile du type G0.

Classe de luminosité:
Deux étoiles d'une même classe peuvent avoir dans leur spectre des raies plus ou moins larges. Ces différences font intervenir, en plus de la température ou de la composition chimique, l'énergie rayonnée et la densité. Une étoile peu dense voit son diamètre plus important et émet plus d'énergie. Ainsi pour une même classe d'étoile, une supergéante du type A2 est beaucoup plus lumineuse qu'une naine blanche du même type.

L'évolution des étoiles:

Les étoiles prennent naissance au sein de grands nuages de gaz et de poussière. Sous l'effet de la gravité, une région du nuage va se comprimer. Sous l'effet de cette compression, la température va augmenter jusqu'à atteindre la température de fusion de l'hydrogène, à ce moment l'étoile est née. Elle va ensuite passer la plus grande partie de sa vie sur la séquence principale du diagramme Hertzsprung-Russell. En générale, plusieurs les étoiles naissent en même temps, et forme des amas ouverts avant de se disperser. Par exemple, l'amas ouvert des Pléiades baigne encore dans le nuage de gaz où il a pris naissance.

Les étoiles évoluent en fonction de leur masse originelle, exprimée en masses solaires Mo. Durant la vie d'une étoiles, deux types forces s'opposent: les forces gravitationnelles qui poussent l'étoile à s'effondrer sur elle-même et les forces "radiatives" ou de pression, générées par l'énergie nucléaire de fusion des atomes, qui empêchent l'étoile de s'effondrer. Pour toute étoile, sa vie s'achève au moment où l'énergie nucléaire vient à manquer. Dans ce contexte, plus une étoile est massive, plus les forces gravitationnelles sont importantes et plus elle génère d'énergie nucléaire. Une étoile massive va donc épuiser plus vite son énergie. Ainsi, une géante bleue de 5 Mo a une espérance de vie de quelques dizaines de millions d'années, le soleil de 10 milliards d'années et une naine rouge, de quelque fraction de masse solaire, de 900 milliards d'années.
La vie, basée sur le carbone, nécessite 2 à 3 milliards d'années pour émerger et se développer sur une planète proche. Ce processus ne peut pas se faire à proximité d'une étoile massive, dont la durée de vie est trop courte, ni au voisinage d'un naine qui ne fournit pas assez d'énergie.

La plus grande partie de la vie une étoile se déroule sur la séquence principale, lorsque l'hydrogène fusionne pour former des atomes d'hélium. Cette réaction nucléaire produit énormément d'énergie (voir la courbe d'Aston ci-dessous). Par la suite lorsque les ressources en hydrogène viennent à manquer, le cœur de l'étoile s'effondre et la température du noyau augmente pour atteindre la température de fusion de l'hélium, c'est à dire 100 millions degrés. Mais l'allumage atomique de l'hélium ne peut pas arrêter immédiatement la contraction du cœur, il y a un phénomène d'inertie. La température continue donc à s'élever, nourrie à la fois par la contraction et la formation d'énergie nouvelle. Elle finit par franchir la barre des 250 millions de degrés, ce qui a pour effet d'emballer la fusion de l'hélium. Ce gaz, sensible à l'augmentation de température, se consume alors sept fois plus vite. Des milliers de milliards de tonnes d'hélium fusionne chaque seconde en carbone. A ce rythme, l'hélium se consume rapidement en libérant un véritable feu d'artifice d'énergie, appelé aussi flash de l'hélium. Les couches extérieures soumises à la pression accrue des radiations et au flash du cœur, s'enflent d'un facteur 100 environ, la couche externe d'hydrogène la plus proche du cœur s'allume à son tour pour former de l'hélium, qui a le double effet de renforcer le gonflement de l'astre et d'alimenter de quelques pour cent supplémentaires le cœur en hélium. Quand le soleil vivra cet événement, il grossira jusqu'à 300 millions de kilomètres, englobant et carbonisant la Terre, dans environ 4 à 5 milliards d'années. Le cœur se dilate et sa température diminue pour atteindre une nouvelle stabilité.

En plus de l'augmentation considérable de la production d'énergie, la fusion de l'hélium en carbone/oxygène a un rendement beaucoup plus faible que la fusion de l'hydrogène en hélium. L'étoile reste donc dans cette état beaucoup moins longtemps que sur la séquence principale. Avant chaque nouvelle étape de fusion, le coeur de l'étoile se contracte et sa température augmente. Pour les étoiles les plus massives, les processus de fusion s'arrêtent lorsque le coeur produit du fer, c'est un élément stable qui ne peut pas produire d'énergie, comme le montre la courbe d'Aston.

Cette courbe montre que la fusion de l'hydrogène produit une énergie de 7 Mev/nucléon alors que pour passer de l'oxygéne au fer, ce rendement baisse à moins de 0.5 Mev/nucléon. Après la fusion de l'hydrogéne, les phases suivantes de fusion produisent de moins en moins d'énergie et sont de plus en plus courtes.

Les étoiles ont une masse comprise entre 0,06 Mo et 60 Mo la plupart d'entres elles ont une masse variant de 0,5 Mo à 2 Mo. Avec une masse inférieure à 0,06 Mo, la gravité est insuffisante et la température due à l'éfondrement de la proto étoile est insuffisante pour amorcer des réactions thermonucléaires. Jupiter par exemple avec sa masse de 0,001 Mo n'a pas pu se tranformée en étoile. Avec une masse supérieure à 60 Mo, le nodule gazeux tend à se fragmenter pour former un système d'étoiles multiples ou la pression des radiations issues du coeur est trop importante et provoque la dispersion du gaz périphérique sous forme de vent stellaire.

En fonction de sa masse, une étoile va évoluer vers une naine blanche ou vers une étoile à neutrons voire un tour noir. L'astrophysicien Subrahmanyan Chandrasekher a défini une masse critique égale à 1.44 Mo (cette masse porte le nom de limite de Chandrasekher) au delà de laquelle l'étoile ne pouvait pas se transformer en naine blanche, en d'autres termes l'équilibre entre la gravité et la pression était rompu et l'étoile était destinée à poursuivre son effondrement. En fonction de ce critère, trois catégories d'étoiles se dessinent:

* les petites étoiles appelées naines brunes parce que leur couleur est rouge brunâtre, de masse jusqu'à 0,5 Mo
* les étoiles moyennes de même type que notre soleil, de masse comprise entre 0,5 et 3 Mo
* les géantes, de masse de 3 Mo et plus

Evolution d'une étoile massive:

Prennons l'exemple d'une étoile de 5 Mo.

	10 millions d'années. C'est la durée nécessaire à l'étoile pour rester sur la séquence princicipale du diagramme Hertzsprung-Russell. L'étoile consomme ses réserves d'hydrogène à un rythme impressionnant de 20 milliards de tonnes par seconde (à titre de comparaison la solaire ne consomme son hydrogène qu'à 500 millions de tonnes par secondes). Le température du noyau de l'étoile est de 15 millions de dégrés, température nécessaire à la fusion de l'hydrogéne en hélium.
	Moins un million d'années. Quand la contraction gravitationnelle amène le noyau à la température de 170 millions de degrés, d'autres réactions de fusion se produisent Les atomes d'hélium fusionnent et des éléments plus lourds, comme le carbone et l'oxygène, se forment. L'énergie dégagée par ces réactions interrompt le processus de contraction et maintient l'étoile dans un régime stable pendant un million d'années. Le centre de l'étoile est alors constitué d'une enveloppe d'hélium chaude et (en orangé) entourant un noyau encore plus chaud et plus dense carbone et d'oxygène (en vert). Le diamètre de l'étoile est multiplié par 100. La couche externe de gaz se refroidie superficiellement et passe d'un couleur bleue à une couleur rouge, l'étoile forme alors une géante rouge.
	Moins mille ans. Quand la quasi-totalité de l'hélium du noyau a été brûlée, l'énergie de fusion ne peut plus contrecarrer l'effrondrement gravitationnel et noyau se contracte de nouveau. Intervient alors une alternance di reprises de la contraction et de stases dues à de nouvelles réactii de fusion, à un rythme qui s'accélère au fur et à mesure que l'étoile approche de sa fin. Quand température atteint 700 millions degrés, le noyau de carbone commence à se transformer en néon et en magnésium (en beige). Extérieurement à cette zone, la fusion de l'hélium en carbone et de l'hydrogène en hélium se poursuit.
	Moins sept ans. Quand la température interne de l'étoile en cours d'effondrement atteint un milliard et demi de degrés, les atomes de néon fusionnent pour produire un surcroît d'oxygène et de magnésium (en jaune). Le noyau commence à ressembler à un oignon dont les couches seraient de plus en plus denses en allant vers le centre.
	Moins un an. Quand la température du cœur atteint deux milliards de degrés, les atomes d'oxygène les plus comprimés fusionnent et donnent du silicium et du soufre (en blanc). Ces éléments sont entourés de différentes couches de gaz : oxygène, néon, carbone, hélium et hydrogène.
	Moins quelques jours. La compression due à l'effondrement élève la température interne jusqu'à plus de trois milliards de degrés. Le silicium et le soufre composant le cœur se transforment en une petite sphère de fer (argentée), qui correspond à peu près à 1,44 masse solaire. La présence de fer empêche alors toute nouvelle réaction de fusion de se produire.
	Moins quelques dixièmes de seconde. L'interruption des réactions nucléaires entraîne la reprise finale de l'effondrement. Le cœur de l'étoile s'effrondre à une vitesse d'environ 80 000 km/s, soit près du quart de la vitesse de la lumière. La température s'élève à 100 milliards de degrés, tandis que cet objet de la taille de la Terre prend la forme d'une sphère de 20 km à peine de diamètre. Les noyaux sont si comprimés qu'ils commencent à s'interpénétrer, pour ne former qu'une soupe de nucléons, de neutrons. Cette chaleur fantastique provoque un énorme flux de particules dénuées de charges, les neutrinos, qui vont s'échapper de l'étoile. La matière a alors atteint son seuil d'écrasement maximal : les forces répulsives entre les nucléons vont dépasser l'effet de la gravité. Les couches supérieures de l'étoile vont se heurter à ce mur incompressible et rebourdir comme un ressort. Au centre de l'étoile un noyau de neutrons à pris naissance, c'est le résisdu que va susbister: l'étoile à neutron.
	Les premières millisecondes de l'explosion. Cette onde de choc écrase et fait fusionner l'enveloppe de silicium adjacente en donnant naissance à des isotopes radioactifs de nickel et à d'autres éléments. Cette onde de détonation continuera à créer de nouveaux éléments au fur et à mesure qu'elle balaiera les couches externes.
Le trou noir Si le reste de l'explosion de la supernovea a une masse supérieure à 2,5 masses solaires, il devient un trou noir, dont le rayon augmente avec la masse : pour 5 masses solaires, il est de 20 km. Les trous noirs sont si compacts qu'aucun rayon lumineux ou aucune particule matérielle ne peut en sortir, on ne peut donc pas les observer. Leur existence ne peut être prouvée que de manière indirecte.	Dans les secondes qui suivrent L'étoile évacue 99.5% de son énergie sous forme de neutrinos. Les neutrinos n'ont pas d'intéraction avec la matière, ils traversent sans peine les différentes couches d'externe de l'étoile. Les neutrinos indiquent les premières signes avant-coureur de l'explosion à l'observateur. Cette explosion est appelée supernovea, une étoile qui se met à briller autant qu'une galaxie entière. Les différentes couches externes de l'étoiles sont dispersées dans l'espace, l'équivalent de plusieurs masses solaires d'éléments nouvellement créés. Ce nuage de matière en expension restera visible durant plusieurs millénaires. Comme la nébuleuse du Crabe ci-dessous: L'étoile à Neutrons De l'étoile, il resque une minuscule sphére de 20km de kilomètres extrèmement dense, c'est une étoile à neutrons. En fait cette étoile est équivalente à un gros noyau atomique constitué que de neutrons dans vide. Une étoile à neutrons à une masse comprise entre 1.44 et 2.5 masses solaires