Le Dévoreur de SF

La naissance et la jeunesse

La vie d'une étoile débute au sein d'un nuage de gaz et de poussières interstellaires. Le gaz en question est essentiellement composé d'hydrogène H (~73 % en masse) et d'hélium He (~25 %). Les ~2 % restant sont composés d'éléments plus lourds, tels des molécules à base de carbone C (élément essentiel à la vie organique).

Un tel nuage interstellaire possède une masse variant de 100 000 à quelques millions de masses solaires et peut s'étendre sur plus de 300 années lumières (une année lumière est la mesure de la distance parcourue par la lumière en une année. Dans le vide, la lumière se déplace à environ 300 000 km/s).

Le nuage va commencer à se contracter sous l'effet de son propre champ de gravité suite à une perturbation causée, par exemple, par l'explosion d'une supernova et donner peu à peu naissance à des protoétoiles (nous verrons plus loin dans cet article qu'une supernova est une étoile mourant en explosant ; donc, la mort d'une étoile verra en naître un grand nombre d'autres en initiant la réaction permettant au gaz de se contracter : la mort créant la vie, un cycle éternel et immuable !).

Comme tout gaz comprimé, la matière du nuage interstellaire va voir sa température augmenter au fur et à mesure de la contraction. La contraction peut durer des millions d'années. Avec l'accroissement de la masse volumique des régions centrales, les inhomogénéités qui se créent inévitablement sont sources d'instabilité et le nuage se fragmente en multiples centres de contraction secondaires, donc en autant de futures étoiles.

Pour ceux d'entre eux qui sont suffisamment massifs, la concentration gravitationnelle se poursuivra tant et si bien que la température des régions centrales atteindra une dizaine de millions de degrés (la température du nuage initial avoisinait -258 °C, soit seulement une quinzaine de degrés au-dessus du zéro absolu, qui se situe à -278,15 °C). A cette température, la matière est totalement ionisée (toutes les particules élémentaires sont chargées électriquement) ; elle forme un plasma (gaz formé de particules chargées) de protons et d'électrons. L'énergie cinétique (énergie que possède un corps du fait de son mouvement) élevée des protons leur permet alors de s'approcher suffisamment pour que les forces attractives d'interaction nucléaire prennent le dessus et causent la fusion des deux particules et un énorme dégagement d'énergie.

En gros, le proton (qui est en fait le noyau d'un atome d'hydrogène) va fusionner avec un autre proton pour donner un noyau d'hélium, ce en passant par diverses réactions chimiques.

En résumé, nous avons l'initiation d'une réaction en chaîne faisant fusionner deux atomes d'hydrogène pour former un atome d'hélium, plus stable, causant une grande libération d'énergie. Les collisions multiples peuvent dès lors donner lieu à des réactions de fusion nucléaire au sein de la protoétoile. L'élévation de température et de pression qui en résulte stoppe la contraction de l'objet (les forces dégagées par la fusion nucléaire contrebalançant les forces d'attraction). Le corps céleste se stabilise, une étoile (en fait une gigantesque centrale à fusion nucléaire) est née ! Cela se produit lorsque la pression est suffisamment élevée et quand la température atteint une valeur critique d'environ un million de degrés °C. L'étoile entame alors la partie la plus longue de sa vie (notre Soleil est actuellement dans cette période : il est déjà âgé d'environ 5 milliards d'années et il lui en reste à peu près autant avant que l'hydrogène ne commence à manquer et qu'il n'atteigne le stade de la maturité. L'usine thermonucléaire marche à plein rendement et une température de 10 millions de degrés °C règne en son cœur).

Vous trouverez, dans les annexes de cet article, les principales données concernant la classification des étoiles, des données chiffrées sur notre Soleil, ainsi qu'un résumé des principales étoiles connues, ainsi que de leurs magnitudes.

La maturité

Durant la majeure partie de sa vie, une étoile tire son énergie des réactions de fusion de l'hydrogène en hélium. Cette énergie contribue à maintenir dans son cœur une pression suffisante pour lui permettre de résister à l'effondrement sous le poids des couches supérieures (forces d'attraction). Mais ce processus durera plus ou moins longtemps selon la masse de l'étoile. Il sera d'autant plus court que l'étoile est massive (la chaleur, plus élevée, fait que l'hydrogène se consomme à plus grande vitesse). Par exemple, la fusion d'hydrogène en hélium durera 10 milliards d'années pour notre Soleil ; pour une étoile trois fois plus massive, l'hydrogène s'épuisera en 500 millions d'années et, pour une étoile 30 fois plus massive, en 6 millions d'années seulement.

Les étoiles les plus lourdes à la naissance sont également les plus lumineuses (le dégagement énergétique, composé surtout de chaleur et de rayonnement, entre autre de lumière visible, étant plus intense). On appelle magnitude apparente la luminosité de tout objet céleste vu depuis la Terre (Cf. annexe B). On la dit apparente, car elle dépend de la quantité de lumière émise par l'astre mais également de son éloignement (deux étoiles de même taille, donc de même intensité lumineuse, auront une magnitude apparente plus ou moins grande suivant leur éloignement par rapport à la Terre, la plus éloignée nous paraissant, évidemment, la moins lumineuse). Vous trouverez également dans l'annexe C les magnitudes des principales étoiles de notre galaxie.

Lorsque les réserves de combustible nucléaire sont épuisées dans le cœur, la gravité reprend le dessus et la contraction se poursuit, provoquant une nouvelle élévation de la température centrale. Avec elle, l'énergie cinétique des collisions entre noyaux s'accroît et finit par permettre le déclenchement de réactions de fusion de noyaux plus lourds. Celles-ci se poursuivront jusqu'à épuisement du nouveau combustible.

On pourrait imaginer que cette alternance entre phases de contraction gravitationnelle et phases de fusion nucléaire de noyaux de plus en plus lourds se poursuive indéfiniment et assure à l'étoile de toujours trouver des ressources énergétiques lui permettant de résister à l'effondrement. Deux raisons majeures s'y opposent, qui conduiront à deux destins très différents :

    La naine blanche (étoile de masse initiale inférieure à ~8 masses solaires) ;

    La supernova (étoile de masse initiale supérieure à ~8 masses solaires).

La fin d'un étoile peu massive

La contraction gravitationnelle d'une étoile peu massive (<8 masses solaires) ne parvient pas à produire des températures très élevées au centre. Après les réactions de fusion de l'hydrogène en hélium, celles de l'hélium en carbone pourraient avoir lieu. Cependant, pour les petites étoiles, la température et la pression à l'intérieur du cœur n'est pas suffisante pour fusionner l'hélium qui s'y trouve en carbone. L'énergie dégagée par les réactions nucléaires ne peut désormais plus contrebalancer la force gravitationnelle.

Simultanément, l'enveloppe de l'étoile se répand dans le milieu interstellaire en un « vent stellaire » animé de vitesses de l'ordre d'une dizaine de kilomètres par secondes. Le phénomène culmine par l'éjection des dernières couches de l'enveloppe à des vitesses beaucoup plus élevées lors de la phase dite de nébuleuse planétaire. Seule subsistera la partie centrale de l'étoile, très chaude, émettant un rayonnement ultraviolet très intense qui illuminera le gaz de la nébuleuse planétaire.

La structure des nébuleuses n'est pas nécessairement à symétrie sphérique. Les étoiles sont en rotation, elles possèdent un champ magnétique, et le gaz nébulaire est un plasma ; leur interaction est complexe. Dans chaque cas, l'étoile arrivée en fin de vie est visible au centre de sa nébuleuse : on l'appelle naine blanche à ce stade.

Après quelques milliers ou dizaines de milliers d'années, la nébuleuse elle-même se sera dispersée dans l'espace et ne sera plus visible. A plus long terme, l'étoile centrale deviendra un astre de plus en plus froid et de moins en moins lumineux, rayonnant dans des longueurs d'onde de plus en plus grandes et, finalement, un astre « éteint », une naine noire.

Dans l'annexe D, vous trouverez des détails plus complets sur la vie d'une étoile peu massive, en l'occurrence notre bon vieux Soleil !

La fin d'une étoile massive

Dans ce cas, des températures bien plus élevées au centre de l'étoile lui permettent de provoquer la fusion du carbone et d'engendrer des éléments toujours plus lourds, tel le silicium (Si) ou l'oxygène (O). Toutefois, à mesure que des éléments de plus en plus denses sont synthétisés, l'astre arrive à une impasse. En effet, les réactions de fusion nucléaire (entre deux noyaux identiques) ne sont exothermiques (produisant de l'énergie) que si les noyaux ne dépassent pas une certaine masse. Lorsqu'une étoile en est arrivée à se fabriquer un cœur de fer (Fe), il n'existe désormais plus pour elle de ressource ultérieure d'énergie thermonucléaire. Cet élément étant le plus stable, sa fusion consomme de l'énergie au lieu de la produire (on dit que la réaction est endothermique).

Une fois ce stade atteint, la gravitation l'emporte donc irrésistiblement et conduit à l'effondrement de l'étoile sur elle-même. Les couches extérieures tombent sur le cœur, dont la masse volumique atteint celle des nucléons eux-mêmes (les nucléons étant les composants du noyau atomique, soit les protons et les neutrons).

A ce stade, le cœur se comprime et les noyaux de fer sont alors dissociés, les protons (chargés positivement) capturant les électrons (chargés négativement) pour former des neutrons (qui, comme leur nom l'indique, sont électriquement neutres). Ce nouveau cœur de neutrons, beaucoup plus compact, est alors capable de résister à la compression des couches externes ce qui arrête brusquement leur effondrement. L'énergie dégagée par les couches internes tombant vers le centre, produit une onde de choc qui « souffle » les couches extérieures de l'étoile à une vitesse de plusieurs milliers de kilomètres par seconde. C'est le phénomène de la supernova.

Le cœur de l'étoile subsiste alors sous la forme soit d'une étoile à neutrons (ou pulsar), soit d'un trou noir, selon que la masse initiale de l'étoile était inférieure ou supérieure à une trentaine de masses solaires.

Je parlerai des pulsars et des trous noirs dans la seconde partie de cet article.

Les supernovae

Vue de la Terre, une supernova apparaît souvent comme une étoile nouvelle, vu qu'un astre, en explosant, s'accompagne d'une augmentation brève mais fantastiquement grande de sa luminosité, la rendant d'un seul coup visible à l'œil nu.

Les supernovae sont des événements rares à l'échelle humaine : on estime leur taux à environ une à trois par siècle dans notre galaxie (la Voie Lactée). Elle jouent cependant un rôle essentiel dans l'histoire de l'univers, car c'est lors de son explosion en supernova que l'étoile libère les éléments chimiques qu'elle a synthétisés au cours de son existence (éléments indispensables à l'éclosion de la vie) et dont certains sont précisément synthétisés lors de l'explosion elle-même, pour être diffusés dans le milieu interstellaire. De plus, l'onde de choc de la supernova favorise la formation de nouvelles étoiles en initiant ou en accélérant la contraction de certaines régions du milieu interstellaire, comme nous l'avons vu au début de cet article.

Le processus initiant une supernova est extrêmement bref : il dure quelques millisecondes. Quant au phénomène de la supernova elle-même, il peut durer plusieurs mois. Au maximum de luminosité de l'explosion, la magnitude de l'astre peut atteindre -19, ce qui en fait un objet plus lumineux de plusieurs ordres de grandeur que les étoiles les plus brillantes : pendant cette période, la supernova peut rayonner plus d'énergie qu'une galaxie tout entière ou même que plusieurs galaxies. C'est la raison pour laquelle une supernova se produisant dans notre propre galaxie, voire une galaxie proche, est souvent visible à l'œil nu, parfois même en plein jour. C'est ainsi que plusieurs supernovae historiques ont été décrites à des époques parfois très anciennes (par exemple en 1006, où l'on observa la supernova la plus brillante des temps historiques, supernova située dans la constellation du Loup).

Annexe A : Classification des étoiles

L'observation des étoiles permet de constater qu'elles présentent des couleurs, celles-ci étant directement liées à leurs températures superficielles : des plus chaudes aux plus froides, les teintes passent du bleuté à l'orangé.

Type spectral (couleur)    Température superficielle (en °K)

O    >25 000

B    11 000 – 25 000

A    7 500 – 11 000

F    6 000 – 7 500

G    5 000 – 6 000

K    3 500 – 5 000

M    <3 500

L'échelle de température en Kelvin et la même que celle en Celsius, sauf qu'elle est décalée vers le bas : Celsius a pris la valeur de la fusion de la glace pour fixer le zéro, alors que Kelvin, lui, a fixé le zéro au niveau du zéro absolu, soit environ -278 °C.

Actuellement, chaque type est subdivisé en dix sous-types. Le Soleil, par exemple, appartient au type G2, avec une température superficielle de l'ordre de 5 800 degrés.

Annexe B : La magnitude apparente

Comme je l'ai déjà dit, la magnitude est la luminosité d'un objet stellaire (étoile, planète) vu depuis la Terre. Plus un objet est brillant, plus sa magnitude sera petite (voire négative). Il s'agit en fait d'une échelle logarithmique inverse.

L'astronome grec Hipparque (II^e siècle av. J.-C.) fut l'un des premiers astronomes de l'Antiquité à collecter des informations pour bâtir des catalogues stellaires donnant la position et l'éclat des étoiles visibles à l'œil nu. Son plus grand catalogue comprenait un peu plus de 1 000 étoiles. Les 20 plus brillantes étaient classées dans la catégorie « étoiles de première grandeur », les autres se répartissaient ensuite sur cinq échelons jusqu'aux « étoiles de sixième grandeur » qui étaient les étoiles les plus faibles visibles à l'œil nu.

Après avoir pointé vers le ciel sa première lunette astronomique, Galilée fut contraint d'inventer la 7^e magnitude pour désigner les étoiles invisibles à l'œil nu mais révélées par son instrument. Jusqu'au milieu du XIX^e siècle, les astronomes ajoutèrent peu à peu de nouveaux échelons mais sans vraiment modifier la logique du système inventé près de 2 000 ans plus tôt ! Il devint alors urgent, pour faire face à l'inflation des catalogues stellaires, de ne pas laisser la classification des magnitudes à la seule perception de l'œil humain, et de mettre en évidence une loi de variation de luminosité des astres.

Le premier qui formalisa le passage d'une magnitude à une autre fut l'astronome anglais Norman Pogson. En 1856, il proposa de considérer qu'une différence de 5 magnitudes était égale à une différence d'éclat de 100 fois. Le rapport entre deux échelons de magnitude devenait alors égal à la racine cinquième de 100 soit 2,512 fois.

Pour Hipparque et pour tous les savants jusqu'au XIX^e siècle, les étoiles les plus brillantes étaient toutes de 1^re grandeur, sans qu'il soit fait aucune distinction dans ce groupe. Pourtant, il était manifeste à l'œil nu que Sirius était nettement plus brillante que Véga, alors que les deux astres se trouvaient sur le même échelon de magnitude. La création d'appareils capables de mesurer précisément des éclats (photomètres) permit de dépasser cette limite et d'appliquer la formule de Pogson à tous les astres. L'échelle des magnitudes débutant initialement à l'unité, les astres plus brillants furent dotés de magnitudes plus petites, voire négatives. La magnitude apparente de Sirius devint ainsi égale à -1,46 et celle de Véga à + 0,03. La magnitude apparente de Véga est donc 3,9 fois moindre que celle de Sirius (2,512^(0,03+1,46)).

Aujourd'hui, l'échelle de magnitudes s'étend de -26,74 (Soleil) à +30 (galaxies photographiées par le télescope spatial Hubble en 18 heures de pose !).

Comparaisons  

Annexe C : Les étoiles les plus brillantes

Voici les 20 étoiles les plus brillantes de notre galaxie.

Il est intéressant de remarquer que pratiquement toutes ces étoiles ont un nom, le plus souvent d'origine arabe (au Moyen Age, les astronomes, mathématiciens et chimistes arabes ont acquis la plupart des connaissances scientifiques sérieuses que l'Occident reprendraient des siècles plus tard). De nombreuses autres étoiles moins brillantes ont aussi été nommées, surtout celles appartenant au dessin des constellations les plus typiques.

Le classement n'est sans doute pas exactement rigoureux dans la mesure où les valeurs des magnitudes peuvent varier légèrement d'une source à une autre. Les magnitudes suivantes sont issues des mesures du satellite Hipparcos :

Annexe D : Le Soleil

Le Soleil est une étoile âgée de 4,6 milliards d'années environ, soit à peu près la moitié de son chemin sur la séquence principale. On admet généralement qu'il s'est formé sous l'effet des ondes de choc produites par une supernova. Le système solaire, par conséquent, et la Terre en particulier, ont le même âge.

Dans son état actuel, le cœur du Soleil transforme à chaque seconde plus de 4 millions de tonnes de matière (de masse) en énergie qui est transmise aux couches supérieures de l'astre et émise dans l'espace sous forme de rayonnement électromagnétique (lumière, rayonnement solaire) et de flux de particules (vent solaire).

Durant les 7,6 milliards d'années à venir, le Soleil épuisera petit à petit ses réserves d'hydrogène ; sa brillance augmentera d'environ 7 % par milliard d'années, suite à l'augmentation du rythme des réactions de fusion par la lente contraction du cœur.

Lorsqu'il sera âgé de plus de 12 milliards d'années, l'équilibre hydrostatique (état atteint par un système lorsque les forces de gravitation sont contrebalancées par une pression de direction opposée) sera rompu. Le noyau se contractera et s'échauffera fortement tandis que les couches superficielles, dilatées par le flux thermique croissant et ainsi partiellement libérées de l'effet gravitationnel, seront progressivement repoussées : le Soleil se dilatera et se transformera en géante rouge. Au terme de ce processus, le diamètre du Soleil sera environ 100 fois supérieur à l'actuel ; il dépassera l'orbite de Mercure et de Vénus. La Terre, si elle subsiste encore, ne sera plus qu'un désert calciné.

C'est durant cette phase de gonflement que son cœur en contraction arrivera aux environs de 100 millions de kelvins, initiant les réactions de fusion de l'hélium. Le réarrangement des couches du Soleil fera diminuer son diamètre jusqu'à ce qu'il se stabilise à une taille de plusieurs fois, jusqu'à 10 fois, sa taille actuelle. Il sera devenu une sous-géante.

Son cœur fusionnera l'hélium, principalement en carbone puis en oxygène, alors qu'une couronne externe du cœur fusionnera l'hydrogène en hélium. La masse du Soleil est insuffisante pour qu'il explose en supernova. Donc, environ 200 millions d'années plus tard, lorsque le cœur aura transformé tout l'hélium central en carbone et en oxygène, le noyau s'effondrera à nouveau sur lui-même tandis que les couches superficielles seront une fois de plus repoussées : le Soleil deviendra pour la seconde fois une géante rouge, voire une supergéante rouge, d'au-moins la taille de l'orbite terrestre actuelle.

Finalement, les couches externes seront éjectées dans l'espace et donneront naissance à une nébuleuse planétaire. Les restes de l'étoile formeront alors une naine blanche qui pourra briller encore plusieurs milliards d'années au cours desquelles elle se refroidira avant de s'éteindre définitivement, et devenir une naine noire.

Ce scénario est caractéristique des étoiles de faible à moyenne masse.

Données observées :

Magnitude apparente    -26,8

Diamètre moyen    1 392 000 km

Surface    6,09*10¹² km²

Volume    1,41*10¹⁸ km³

Masse    1,9891*10³⁰ kg

Gravité à la surface    273,95 m/s² (un homme de 70 kg y pèserait plus de 19 000 kg !)

Température au centre    15,1 millions de °K

Température à la surface    5 800 °K

Type spectral    G2 – V

Composition de la photosphère    H (73,46 %), He (24,85 %), O (0,77 %), C (0,29 %), Fe (0,16 %), Ne (0,12 %), N (0,09 %), Si (0,07 %), Mg (0,05 %), S (0,04 %)

Dans la deuxième partie de cet article, nous reviendrons sur certaines caractéristiques des naines blanches et nous examinerons les phénomènes fascinants des pulsars et des trous noirs. Nous aborderons également le cas d'étoiles très étranges appelées quasars.

Toutes les questions que vous voudrez poser seront étudiées avec plaisir. N'hésitez donc pas à cliquer sur « commentaires » à la fin de l'article !