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Une façon de vivre propre aux étoiles

llustration du disque de gaz et de poussières enveloppant une jeune étoile T Tauri et de son un jet bipolaire à haute température composé de matière issue du disque (plasma, électrons et gaz) à l'origine de puissants vents solaires. Selon le stade d'évolution stellaire, ce disque peut mesurer entre 1000-400 UA. Document T.Lombry.

La phase Pré-Séquence principale (IV)

Si notre protoétoile 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 protoétoile partiellement auréolée de gaz et généralement entourée d'un disque d'accrétion, le coeur de Larson de la protoétoile entre dans une fournaise nucléaire et va progressivement passer d'une densité de 1 g/cm3 et 10000 K à plus de 100 g/cm3 et plusieurs millions de degrés.

Echauffés par la libération de la chaleur, les atomes du noyau entrent mutuellement en collision et éjectent leurs électrons, le coeur étant à présent constitué de noyaux atomiques ionisés et d'électrons libres.

En quelques dizaines de milliers d'années, l'énergie dissipée par la contraction gravitationnelle produit une élévation substantielle de la température interne de la protoétoile. En vertu de la loi des gaz parfaits, sous la pression engendrée par le noyau, les zones les plus éloignées bouillent follement et s'étendent. L'énergie rayonne vers la surface, l'étoile grossit et sa luminosité augmente. Les zones marginales, loin des foyers nucléaires se refroidissent et l'étoile apparaît d'un éclat rouge terne et froide dans l'espace, entourée de nuages gazeux résidus du nuage protostellaire. Réellement froide car la température effective n'atteint même pas 1600 K, équivalente à celle d'une étoile brune. Mais ne nous fions pas aux apparences car notre protoétoile de masse solaire est promue à un avenir radieux.

Il faudra encore attendre quelques millions d'années pour que le coeur de la protoétoile monte en température et que sa température supercielle double. Son noyau va atteindre une température de 150000 K et elle présentera une température effective (en surface) d'environ 3500 K. Sa couleur est déjà rouge et son spectre équivalent à une classe spectrale M mais à laquelle elle n'appartient pas encore étant juvénile. A cet instant la protoétoile rayonne encore 100 fois plus d’énergie que le Soleil actuel !

Si nous prenons le cas d'une étoile de type solaire, au moment de sa naissance, la protoétoile présente une luminosité globale qui peut atteindre 5000 fois celle du Soleil. Durant les premières années de sa vie, alors qu'elle n'est pas encore parvenue à maturité, son rayon peut atteindre 50 R¤ mais il est assez mal délimité. La protoétoile est également entourée d'un disque d'accrétion et émet un jet biolaire et des vents très puissants.

La matière à l’état de plasma présente bientôt une température voisine de 600000 K qui permet à la protoétoile de commence à brûler son deutérium par fusion thermonucléaire. Sous la pression exercée par les couches extérieures de la protoétoile, le taux de collisions augmente, provoquant la contraction du coeur. Le noyau stellaire devient ainsi bien plus dense que l'acier. Bientôt l'effondrement de la protoétoile est stoppé par la force électromagnétique des protons et électrons chargés constituant son coeur.

L'étonnant jet bipolaire émis par le système protostellaire HH24 photographié en 2015 par le Télescope Spatial Hubble.

Lorsque cet état d'équilibre hydrostatique est pratiquement atteint, le taux de contraction du noyau ralentit fortement mais continue à produire de l'énergie gravitationnelle. Comme précédemment, cette énergie est 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 pendant quelques millions d'années jusqu'à ce que la densité de son noyau atteigne environ 145 g/cm3 soit 145 fois celle de l'eau et une température voisine de 10 millions de K pour amorcer la réaction thermonucléaire de fusion de l'hydrogène.

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, la protoétoile est parvenue à l'état d'équilibre hydrostatique et prend la forme d'une sphère. En effet , lorsque les réactions thermonucléaires débutent, l'étoile doit 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 protoétoiles; sans ajustement et un intense émission d'énergie, elles risquent d'exploser.

La protoétoile 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'astre.

Cette réaction est tellement violente au début de la vie d'une protoétoile 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 dite T Tauri, la protoétoile réside encore en-dehors de la Séquence principale. Parmi les protoétoiles parvenues à ce stade évolutif citons le couple binaire emblématique T Tauri, BKLT 1623-2418, les objets de Herbig-Haro HH30, HH34 et HH47 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 protoétoiles sont très actives avec des périodes explosives (cf. V883 Orionis) comme tous les jeunes individus de cet âge.

Grâce aux satellites IRAS, ISO (0.60 m) et surtout Spitzer (0.85 m), c'est une véritable nurserie d'étoiles que nous découvrons lorsqu'on sonde les régions brillantes de notre Galaxie dans l'infrarouge lointain. Ainsi, on observe des nuages protostellaires et même protoplanétaires en formation autour de Fomalhaut dans le Cygne, HL Tauri et β Pictoris parmi des centaines d'autres objets célestes.

A lire : La formation du système solaire

(les phases préstellaire et protostellaire y compris T-Tauri)

A gauche, activité de protoétoiles de type T Tauri au stade Pré-Séquence principale. A droite, structure d'une protoétoile. Par simplicité la taille relative des régions extérieures a été réduite (rapprochée du centre). Documents Hubble Site et S.Stahler et F.Palla, "The Formation of Stars", Wiley VCH, 2004 adapté par l'auteur.

Dans le cas d'une étoile de type solaire, cette période va durer en 2.5 et 160 millions d'années pour des masses respectivement comprises entre 3 M et 0.5 M, terme au bout duquel le rayon de l'étoile sera de 1.33 R et sa température effective de 4500 K.

Le trajet de Hayashi

En 1961, l'astrophysicien Chūshirō Hayashi découvrit qu'il était possible de représenter l'évolution d'une protoétoile dans le diagramme H-R sur base de la relation Luminosité-Température. Cette relation appelée le chemin ou le "trajet de Hayashi" (Hayashi Track) ne s'applique qu'aux étoiles PMS dont les T Tauri de moins de 3 M (et certaines géantes, on y reviendra) présentant une structure homogène, c'est-à-dire dont le transport de l'énergie depuis le coeur vers la surface (photosphère) est encore totalement convectif.

Hayashi a également découvert qu'à l'extrême droite du diagramme H-R il existe une "zone interdite de Hayashi" à masse et composition donnée dans laquelle les protoétoiles ne peuvent pas résider.

Comme on le voit ci-dessous à gauche, on constate que les protoétoiles peu massives au stade T Tauri suivent une courbe quasi verticale (en bleu) pour trouver leur équilibre hydrostatique. La protoétoile évolue dans un régime isotherme (à température constante) au cours duquel survient la "contraction de Hayashi" (cf. ce schéma); son coeur se contracte jusqu'à déclencher la fusion de l'hydrogène. Sa luminosité chute d'un facteur 100 voire supérieur et son rayon diminue proportionnellement (si la luminosité est divisée par 4, le rayon est divisé par 2).

Si l'étoile est plus massive que le Soleil, sa variation de luminosité sera moins spectaculaire mais en revanche sa température effective va fortement augmenter, passant par exemple de 3900 K à 30000 K en quelques millions d'années pour une protoétoile de 15 M !

Pour les étoiles peu massives, le trajet de Hayashi dépend aussi de la métallicité de la protoétoile. En effet, en fonction de l'abondance des métaux, le trajet se décale vers la droite, formant autant de verticales parallèles mais toujours situées en dehors de la zone interdite de Hayashi.

Comme nous l'avons expliqué, lorsque l'enveloppe radiative est constituée, l'étoile quitte le trajet de Hayashi et continue sur le trajet de Henyey propre aux étoiles en équilibre radiatif (rayonnant comme un corps noir) avant d'arriver au seuil de la Séquence principale (voir plus bas). Avec un peu de chance, quelques planètes formées à partir du disque protoplanétaire l'escorteront dans sa course à travers la galaxie.

Si on comprend assez bien comment se forme une étoile similaire au Soleil, nous sommes encore au stade des hypothèses concernant les étoiles de faible masse (< 1 M) pour lesquelles les simulations sont encore les seules données accessibles aux astrophysiciens. A ce titre, la découverte d'étoiles brunes ou d'étoiles T Tauri peu massives fait toujours l'objet de la plus grande attention afin de confronter les modèles à la réalité et pouvoir les affiner.

A gauche, les trajets évolutifs de Hayashi des protoétoiles en fonction de leur masse (courbes horizontales bleues en zigzag pour des étoiles PMS de 0.5 à 15.0 masses solaires) dans le diagramme H-R de la Pré-Séquence principale. La protoétoile évolue de droite à gauche jusqu'aux pointillés gras en vert représentant la ZAMS (Age Zero de la Séquence principale), c'est-à-dire son point d'entrée sur la Séquence principale. Notez que sa hauteur varie en fonction de la masse (ou la luminosité) initiale de l'étoile. Les lignes pointillées quasi verticales numérotées de 1 à 5 indiquent les différents trajets de Hayashi possibles pour la Pré-Séquence principale. La courbe 1 est le début du trajet de Hayashi des étoiles de faible masse (< 3 masses solaires) au terme duquel elles aboutissent sur le trajet de Henyey avant d'arriver sur la Séquence principale en équilibre radiatif (corps noir). Les courbes 2-5 couvrent les trajets de Henyey radiatifs du diagramme H-R qui précèdent la ZAMS et l'entrée sur la Séquence principale. La courbe orange en traits et pointillés gras est la ligne de naissance pour un taux d'accrétion de 10-5 masses solaires/an. Notez la zone interdite de Hayashi à droite. A droite, localisation de quelques étoiles ainsi que les grands groupes stellaires dans le diagramme H-R et trajets évolutifs des étoiles de respectivement 0.5, 1 (le Soleil), 2, 5, 15 et 60 masses solaires. Le trajet des étoiles naines pour des progéniteurs d'au moins 1 masse solaire a également été tracé (trajet ondulé en-dessous de la Séquence principale). Documents N.Schulz, 2004 adaptés par l'auteur et T.Lombry.

La Séquence principale

Lorsque une étoile atteint la Séquence principale, cela signifie qu'elle a démarré le processus de fusion thermonucléaire de l'hydrogène. Ce seuil est appelé "l'Age Zéro de la Séquence Principale" ou ZAMS (Zero Age Main Sequence). A ce point l'étoile est formée, en équilibre radiatif, bref elle est stable et parvenue à l'âge de la maturité. Promue de plein droit au rang d'étoile, l'astre peut à présent fièrement entamer son évolution sur la Séquence principale du diagramme H-R, à une "hauteur" dans le graphique qui va dépendre de sa masse initiale. Durant cette période l'étoile brûlera le combustible de son noyau, en commençant par l'hydrogène, comme le fait le Soleil actuellement. Les étoiles plus massives brûlent plus rapidement et sont plus chaudes que le Soleil.

A partir de maintenant, le cycle proton-proton ou fusion de l'hydrogène est la source de son rayonnement. Chaque réaction nucléaire libère peu d'énergie, quelque 4.3 x 10-5 ergs, mais distribuée dans tout le noyau d'une étoile et plus tard dans ses couches périphériques, l'astre est capable de produire son propre rayonnement et de l'entretenir durant des milliards d'années si nous prenons l'exemple du Soleil.

L'astrophysique nous dit que notre Soleil est installé sur la Séquence principale depuis 4.5 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 proton-proton (ou cycle pep), 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

Coquilles 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. Documents T.Lombry.

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, c'est la réaction triple alpha. Ensuite, le carbone se transforme en azote puis en oxygène, c’est le cycle CNO. Toutefois, cette réaction nucléaire est très difficile à amorcer dans une étoile de la masse 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 hydrostatique 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. A ce stade l'étoile va quitter définitivement la Séquence principale en suivant une trajectoire quasiment verticale dans le diagramme H-R et entrer dans la phase Post-Séquence principale. Ce phénomène va déclencher le "flash de l'hélium" qui va augmenter la température du coeur et provoquer la fusion de l’hydrogène en périphérie du coeur jusque là épargnée. Le Soleil va ensuite gonfler démesurément et se refroidir en surface puis amorcer un coude vers la droite du diagramme H-R et se diriger lentement vers la Branche Asymptotique des Géantes (AGB). Ce sont les détails de ces différentes phases que nous allons à présent décrire.

Prochain chapitre

La phase d'étoile géante

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