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Une façon de vivre propre aux étoiles

Sir Arthur Eddington, le père de l'astrophysique.

La vie d'une étoile (III)

Au début du XXe siècle les astronomes étaient conscients qu'il leur manquait une théorie de l'évolution stellaire. C'était à ce point un mystère que les astronomes pensaient par exemple que les étoiles étaient constituées de charbon, seul élément capable à l'époque de soi-disant chauffer une étoile jusqu'à l'incandescence. Ne parlons pas des supernovae et d'autres entités dont l'évolution était alors un mystère. Je vous propose de consulter la page consacrée à l'astrophysique solaire pour connaître les détails de cette passionnante histoire.

C'est l'astronome anglais Arthur Eddington qui comprit le premier l'importance de la masse dans la vie d'une étoile. Surnommé le père de l'astrophysique solaire, Arthur Eddington publia en 1926 un livre intitulé "La Constitution Interne des Etoiles", un ouvrage de 400 pages que la Presse de l’Université de Cambridge continue d’éditer. 

Il démontra que le Soleil est une immense boule de gaz au centre de laquelle les noyaux d'hydrogène sont convertis en hélium, phénomène à la source de son rayonnement, seule réaction capable de l'illuminer durant des milliards d'années.

Grâce à cette idée géniale et les travaux de Hertzsprung et Russell notamment, les astrophysiciens ont compris que la masse d'un étoile détermine sa vie qui est une lutte entre deux forces opposées : d'une part l'étoile tend à se contracter sous l'effet de sa gravitation, d'autre part la libération de l'énergie tend à la désintégrer, rappelez-vous la loi des gaz parfaits et le principe d'équilibre hydrostatique.

Si en théorie nous comprenons l'évolution stellaire, les scénarii que nous allons décrire ne sont que des approximations car bien des détails de cette évolution restent incompris, nous le soulignerons encore et certainement lorsque nous aborderons l'évolution des étoiles géantes et massives. Toutefois, globalement, les valeurs reprises dans ce texte font consensus et ont été validées par des astrophysiciens.

Formation de la protoétoile

Ainsi que nous l'expliquerons en détail dans l'article consacré à la formation du système solaire, la formation d'une étoile est le résultat de réactions complexes au sein d'un milieu gazeux magnétisé faisant intervenir des interactions non linéaires de la gravité, du champ magnétique, de la turbulence et du rayonnement.

Sous l'effet d'une perturbation, tous les corps, des plus gros aux plus petits s'attirent mutuellement avec une force d'autant plus élevée que les corps sont rapprochés (inversement proportionnelle au carré des distances comme le disait Newton). Ainsi, dans une nurserie d'étoiles encore enveloppée dans son cocon de gaz, un nuage dense d'hydrogène et d'hélium envahi de poussières est-il en train de se contracter, exerçant une attraction sur toute la matière.

On ignore la raison exacte qui a déclenché ce mouvement de contraction. Il peut s'agir de collisions entre nuages moléculaires, d'ondes de chocs dans les nuages de gaz, des instabilités gravitationnelles, des effets magnétiques ou même l'ensemble de ces phénomènes qui se nouent dans un noeud Gordien qu'il sera difficile de défaire. Au stade préliminaire de son effondrement, cette nébuleuse protostellaire mesure généralement moins de 10000 UA soit moins de 0.15 année-lumière.

A lire : Circumstellar Disk Learning Site

A gauche, la nébuleuse "Bulle" NGC7635. Il s'agit d'une nébuleuse planétaire située dans la constellation de Cassiopée. Sa masse équivaut entre 10 et 20 fois celle du Soleil. Vu la quantité de matière présente, si le processus d'effondrement arrive à son terme, il pourrait donner naissance à un système planétaire et une troisième génération d'étoile. A droite, observée en infrarouge, la radiosource G339.88-1.26 révèle qu'une étoile bleue et chaude (30000 K) de classe O9 est enfouie dans un disque de poussières et de molécules qui s'étend sur un rayon de 0.3 années-lumière ! Dans quelques millions d'années naîtra peut-être ici un système planétaire. Documents ESO/TIMM et STSCI/HST.

Lentement, à mesure que l'effet de la gravité se renforce, la partie centrale du nuage devient une globule de Bok, une petite nodule sombre et dense de 10 à 15 K, c'est-à-dire à peine plus chaude que l'espace glacial environnant. Lorsque e processus d'accrétion commence, le nuage de gaz et de poussières mesure entre 400 et 1000 UA, jusqu'à 50 fois la distance du Soleil à Pluton ! La nébuleuse obscure Barnard 68 qui se profile devant la Voie Lactée est un bel exemple de globule de Bok.

Sans interrompre le rythme de sa contraction la globule s'échauffe. Sous l'effet de leur propre gravité, les particules se rapprochent lentement les unes des autres, provoquant une augmentation de la densité centrale du nuage préstellaire. Au début le nuage se contracte rapidement car il est encore froid et l'énergie gravitationnelle des particules est libérée immédiatement. Elle se transforme en chaleur dont 50 % sont dissipés sous forme de rayonnement thermique.

Etant donné que la gravité est plus forte au centre du nuage (loi de Newton), le centre se condense plus rapidement et libère plus d'énergie que les régions plus éloignées. En conséquence, le centre devient relativement plus chaud et plus brillant que les régions périphériques. A leur tour les zones extérieures se regroupent en fonction de leur densité et des poches de gaz commencent localement à se fragmneter et à se contracter. Le nuage grandit et devient suffisamment dense pour être opaque à son propre rayonnement.

Le nuage atteint maintenant une température de 40 K et est devenu quatre fois plus petit; le coeur il s'étend sur quelque 400 UA. D'autres composantes telle le cyanoacétylène (HC3N) ne participe pas beaucoup à cet effondrement et reste confinée à grande distance. Observé dans cette raie, le nuage peut s'étendre sur près de 3000 UA ou 0.05 années-lumière ! Parfois il atteint la démesure et s'étend sur plusieurs années-lumière ! Dans ce cas on ne parle plus de système stellaire en gestation bien que ce type de nuage contienne une nurserie de jeunes étoiles mais plutôt de nuages moléculaires géants.

Deux disques protoplanétaires spiralés, une structure assez rare. A gauche, celui autourant l'étoile AB Aurigae découvert en 2004. Il s'étend sur plus de 1000 UA ou 7". A droite, celui de l'étoile HD 135344B photographié en 2016. Documents NAOJ/Subaru et ESO.

A mesure que le temps s'écoule, sous l'effet de la force centrifuge et des mouvements d'accrétion, le nuage va se mettre en rotation, prenant la forme d'un disque contenant des zones concentriques. Parfois mais c'est très rare, ses parties extérieures prennent une forme spiralée comme dans le cas du système AB Aurigae présenté à gauche.

Tous les éléments de ce disque ne gravitent pas non plus nécessairement dans le même sens. Ainsi dans le cas du système protostellaire IRAS 16293-2422 (IRAS 1629 A, ci-dessous) situé dans Ophiuchus, le disque extérieure tourne dans le sens horloger tandis que la partie centrale tourne dans le sens anti-horloger également appelé le sens direct. La masse de la partie centrale est estimée à 1.4 M. Etant donné que ce disque contient suffisamment de matière pour former des planètes, on peut prédire que si celles-ci parviennent à se former, elles ne tourneront pas toutes dans le même sens.

Notons que les radioastronomes ont également découvert des traces d'éléments organiques relativement lourds dans ce système, notamment des molécules de cyanide éthylique (CH3CH2CN), de formate de méthyle (CH3OCHO), d'acide formique (HCOOH), de monoxyde de silicium (SiO) et des isotopes du monoxyde de carbone (CO).

La dimension de ces disques protoplanétaires varie entre 2 et 10 fois celle du système solaire. La plupart des disques confirmés entourent des étoiles âgées de 1 à 500 millions d'années seulement et contiennent suffisamment de matière pour former chacun entre 5 et 10 planètes de la taille de la Terre.

Dans la nurserie stellaire d'IRAS 16293-2422 se trouve notamment un disque protostellaire. Il est particulier non seulement parce qu'il contient des molécules organiques mais sa partie extérieure tourne dans le sens contraire de la partie intérieure. Document Bill Saxton/NRAO/AUI/NSF.

Nous pouvons observer des protoétoiles non éclairées en train de se contracter dans les nuages proches des bras spiralés de la Voie Lactée : elles apparaissent comme de sombres globules de Bok et de proplydes, abréviation anglaise de “disque protoplanétaire”, dans les régions brillantes de gaz et de poussières qui les entourent.

Les plus représentatifs ont été découverts dans la région centrale de la nébuleuse d'Orion M42, au sein de la nébuleuse M16 de l’Aigle, de la Rosette et de la nébuleuse du Trèfle M20 dans le Sagittaire.

Après la fragmentation du coeur préstellaire, la région centrale va continuer à s'effondrer et lorsque sa densité atteindra 10-13 g/cm3, un premier coeur dit de Larson va se former mais il sera rapidement détruit par la vitesse élevée d'effondrement du gaz (> 20 km/s). Ensuite, vers 2000 K les molécules d’hydrogène vont commencer à se dissocier, provoquant un second effondrement du coeur. Lorsque la densité centrale atteindra environ 1 g/cm3 soit la densité de l'eau, un deuxième cœur de Larson va se former qui correspond cette fois au véritable coeur de la protoétoile. Son rayon varie entre 3-5 R.

A ce stade le coeur de la pré-étoile est en équilibre hydrostatique (la pression de radiation contrebalance la force de gravité). Ensuite la pression dans le coeur va continuer d'augmenter au rythme de la libération de chaleur générée par ses contractions. Cette phase préstellaire va durer entre 10000 et 100000 ans.

Devenue une protoétoile, si elle présente une masse au moins égale à 8 % de celle du Soleil, soit 84 fois plus massive que Jupiter, elle mettra environ 10 millions d'années pour atteindre la phase dite Pré-Séquence principale ou PMS et devient ce qu'on appelle une étoile PMS ou, plus communément, une étoile T Tauri de classe II ou III selon le type d'émission infrarouge de son disque d'accrétion. On y reviendra. Pendant cette période sa luminosité va diminuer d'un facteur 4 mais sa température va continuer d'augmenter suite à la contraction de son noyau et la libération d'énergie. En même temps, à mesure qu'elle se libère de son disque d'accrétion, sa vitesse de rotation va augmenter (entre 20-160 km/s) jusqu'à ce qu'elle arrive sur la Séquence principale et retrouve sa stabilité et une vitesse de rotation nettement plus faible (2-10 km/s).

A ce stade de son évolution, la source d'énergie de la protoétoile est encore essentiellement gravitationnelle mais elle commence à transformer le deutérium (à partir de 106 K) par fusion nucléaire.

Mais qu'arrive-t-il si l'étoile n'atteint pas les 8 % de masse solaire et ne parvient pas à atteindre le seuil de la Pré-Séquence principale ?

Naines brunes et planémos

Comme des organismes dégénérés, certaines étoiles n’atteignent jamais la maturité. A partir de 1980 en effet, on découvrit autour de plusieurs étoiles doubles des compagnons massifs, dont la masse était comprise entre 1 et 80 fois celle de Jupiter. Des analyses minutieuses effectuées aux moyens de détecteurs infrarouges (CFHT d’Hawaii, Palomar, IRAS, HST) révélèrent qu'il s'agissait en fait d'étoiles n'ayant pas la masse suffisante pour amorcer les réactions thermonucléaires. Elles émettaient en fait un rayonnement provoqué par la contraction de leur noyau. Leur masse, inférieure aux 0.08 M requises pour créer les plus petites étoiles, leur permettait seulement d'émettre un peu de chaleur. Leur température effective oscillait entre 750 et 1400 K. L'astronome américaine Jill Tarter dénomma ces étoiles ratées des naines brunes.

Les étoiles naines brunes

A gauche, la première étoile naine brune confirmée, Gliese 229B photographiée par le Télescope Spatial Hubble et dont voici une illustration artistique personnelle. A droite, observée en infrarouge on découvre que l'étoile GL105A située dans la constellation du Verseau est escortée par une petite étoile naine brune baptisée HD16160. L'étoile naine présente 9 % de la masse du Soleil et une température de 2600 K. Documents NASA/HST/JHU.

C'est ainsi que plusieurs équipes d’astronomes découvrirent indirectement plusieurs naines brunes : Gliese 229B, Gliese 623, Gliese 570D, ZZ Piscis (GC 29-38), l'étoile Van Biesbroek 8B, etc. Certaines gravitent autour d'étoiles naines, blanches ou rouges.

Ce sont ces indices indirects qui incitèrent les astronomes à rechercher des systèmes planétaires et des exoplanètes autour des sources infrarouges et de se demander si finalement la plus grande partie de la masse cachée de l’univers n’était pas constituée d’astres obscurs semblables à ceux-ci. Mais on voit mal des exoplanètes par milliards vagabonder en dehors des étoiles. Ceci dit, la recherche sur la matière et l'énergie sombre se poursuit et fait l'objet d'âpres discussions dans le petit monde de la cosmologie qui touche à l'infiniment grand tout en manipulant des entités appartenant au monde de l'infiniment petit.

Un planémo entouré d'un disque de poussières imaginé par Jon Lomberg.

Entre la taille et la température des étoiles naines brunes et des planètes il existait assez de place pour insérer une nouvelle catégorie d'astres, les planémos. C'est un anglicisme proposé en 2003 par l'astronome Gibor Basri de Caltech à Berkeley (où travaille également Michael Brown) formé à partir des mots "Planetary-mass objet" signifiant objet de masse planétaire. 

Selon la définition de Basri, un planémo est "un objet [arrondi par sa gravité] qui n'a pas atteint la fusion de son noyau au cours de son existence". Une planète est donc un planémo mais l'inverse n'est pas toujours vrai. Cette définition n'a donc rien à voir avec la définition d'une planète ou d'une étoile mais elle reste imprécise. 

Le terme et la définition de planémo ont été proposés à l'UAI. Avant de les accepter elle amendera certainement cette définition afin d'éviter les confusions. En attendant, certains astronomes préfèrent continuer à les appeler des étoiles naines brunes.

Parmi les planémos récemment découverts, citons Cha 110913-77344 découvert par le télescope spatial Spitzer dans la constellation du Caméléon. Il fut considéré originellement comme la plus petite étoile naine brune découverte à ce jour. L'astre est 8 fois plus massif que Jupiter et âgé de 2 millions d'années. Il est entouré par un disque de poussières. Cet objet massif se situe à 500 années-lumière.

Plus étonnant, en août 2006, un couple de planémos ont été découverts dans la constellation d'Ophiuchus (l'ancien Serpentaire) grâce au télescope NTT de l'ESO installé à La Silla, au Chili. Baptisés Oph 162225-240515 (Oph 1622) le couple de planémos est situé à 400 années-lumière.

En 2006, au moins 6 planémos ont été découverts dont la masse oscille entre 5 et 15 fois celle de Jupiter.

Revenons à présent à l'évolution des véritables étoiles.

Prochain chapitre

La phase Pré-Séquence principale

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