Evolution stellaire

2) Diagramme de Hertzsprung-Russel

Au début du siècle, deux astronomes, le danois Ejnar Hertzsprung et américain Henry Norris Russel, essayant de trouver un lien entre toutes les variétés d’étoiles tracèrent le célèbre diagramme dit de Hertzsprung-Russel (HR). Ce diagramme dont l’importance est fondamentale pour la compréhension de l’évolution stellaire, montre la relation qui existe pour les étoiles entre leur luminosité et leur température. L’échelle verticale représente la luminosité (ou une quantité équivalente : magnitude absolue), et l’échelle horizontale donne la température (ou une quantité équivalente : classe spectrale). Les scientifiques utilisent la luminosité du soleil comme unité de luminosité, de sorte que le soleil est représenté sur le diagramme comme un point de luminosité 1 et de température 5800 K. si de nombreuses étoiles sont représentées sur le diagramme (en fonction de leur luminosité et de leur température), on voit clairement que la plupart d’entre elles se trouvent dans une bande inclinée du haut gauche (haute luminosité, grande température), au bas droit (basse température, faible luminosité), cette bande est la " séquence principale ".

V La fin de la séquence principale, mort de l’étoile

1) Contraction du noyau et fusion des couches externes

Lorsque la fusion de l’hydrogène s’arrête, (par manque de combustible), des ajustements se produisent pour compenser la perte de la source d’énergie, ce qui modifie radicalement la structure de l’étoile. Le noyau de l’étoile se contracte alors rapidement et libère de l’énergie gravitationnelle qui chauffe les couches externes d’hydrogènes jusqu’à déclencher leur fusion, celle-ci ne se déroule plus dans le noyau mais dans une enveloppe située autour de lui. Le nouveau flux d’énergie produit par cette fusion repousse progressivement vers la périphérie les couches externes de l’étoile. Durant leur expansion, les gaz se refroidissent et forment ce que l’on appelle une géante rouge. L’effet combiné de l’augmentation de la taille et de la diminution de la température permet de maintenir une luminosité quasiment constante.

2) Fusion de l’hélium en carbone ou réaction triple alpha

Durant la combustion des couches externes d’hydrogène, le noyau d’hélium se contracte à son tour jusqu’à atteindre la température de 100 millions de degrés, soit le niveau suffisant pour que la fusion en carbone puisse commencer. La fusion de l’hélium en carbone est aussi nommée réaction " triple alpha " car elle fait intervenir trois atome d’hélium. Dans les géantes rouges la réaction triple alpha à lieu. Au début, deux noyau d’hélium se combinent pour former un noyau de béryllium, ce qui libère de l’énergie. Un autre noyau d’hélium vient s’y ajouter et donne naissance à un noyau de carbone.

3) Fusion de l’hélium en oxygène

Pendant la période où l’étoile est un géante rouge elle produit du carbone par la réaction triple alpha mais produit aussi de l’oxygène. Pour produire un noyau d’oxygène il faut que quatre noyaux d’hélium fusionnent ensemble.

4) La mort d’un étoile dépend de sa masse

a) Cas des étoiles plus massives que le soleil

La nature et le contenu des phases postérieures à la combustion de l’hélium en carbone et en oxygène, dépendent de la masse de l’étoile. Au sein des étoiles les plus lourdes, la contraction du noyau de reproduit après l’épuisement de chaque combustible et permet d’enclencher la fusion d’un élément plus lourd. Ces processus peuvent conduire en dernier lieu à une situation où le noyau a été converti en fer.

1-a) Explosion en supernova

Lorsqu’une étoile a développé un noyau de fer d’une masse équivalente à celle du soleil, aucune réaction ne peut se produire. Le noyau se contracte alors une nouvelle fois jusqu’à imploser et à déclencher une explosion de supernova. Lorsque commence l’implosion, le noyau s’effondre en moins d’un dixième de seconde. L’implosion ne pouvant pas se poursuivre indéfiniment, il arrive un moment où une résistance soudaine à tout pression supplémentaire se déclenche, cette résistance repousse la matière en implosion et génère une onde de choc. Les couches externes de l’étoile sont alors soufflées vers l’extérieur à une vitesse de plusieurs milliers de kilomètres par seconde. Cette explosion laisse un noyau dépouillé, sous la forme d’une étoile à neutrons. La libération d’énergie est si intense que le rayonnement de l’étoile explosant peut occulter celui d’une galaxie (de milliards d’étoiles), l’énergie cinétique de la matière soufflée dans l’espace est dix fois supérieure à l’énergie du rayonnement et la température monte jusqu’à des dizaines de milliards de degrés. Le volume occupé par la matière stellaire augmente et cette croissance s’accélère parfois sans que l’on puisse savoir pourquoi (nébuleuse du Crabe).

2-a) Formation d’une étoile à neutrons (ou d’un trou noir)

Seul le noyau de l’étoile reste après une telle explosion, Sa masse représente en général 1,5 à 3 masse solaires dans un diamètre de 10 à 20 kilomètres. Ces étoiles sont si denses (10¹⁷Kg/m³) qu’une cuillère à café de sa matière pèserait un milliard de tonnes, on pourrait ainsi rentrer la totalité du paquebot France dans un grain de riz. Au cour de cet écrasement les atomes sont fracassé, les noyaux se rejoignent, se touchent et se dissolvent en nucléons. L’étoile entière est un noyau ; les neutrons au centre et les protons à la surface. C’est une étoile à neutrons. En observant certaines étoiles à neutron avec des appareils électroniques on constate qu’elles clignotent, elles semblent s’éteindre et se rallumer à un rythme démentiel : trente fois par seconde (pour celle dans la nébuleuse du crabe). Pourquoi ? On pense aujourd’hui que contrairement aux étoiles ordinaires, les étoiles à neutrons ne brillent que sur une partie de leur surface. Par ailleurs elles tournent sur elle-même à grande vitesse (trente tours par seconde pour elle dans la nébuleuse du crabe). Ainsi le rayon lumineux balaie l’espace. Pourquoi cet astre tourne-t-il si vite ? Toutes les étoiles tournent sur elles-mêmes mais à des vitesse beaucoup plus lentes, le soleil met vingt jours pour effectuer une rotation complète. Tout se passe au moment de l’implosion, en s’écrasant, le noyau accroît prodigieusement sa rotation, c’est un peu comme une patineuse artistique lorsqu’elle ramène ses bras vers le corps en tournant (sauf que l’étoile est beaucoup plus brillante). Les étoiles à neutron, ont reçu le nom de pulsars (certains pulsars atteignent les milles tour seconde). Mais les étoiles à neutrons (ou pulsars) ne sont pas les seuls résidus possibles lors de la mort d’une étoile massive, il y a aussi, dans certains cas, production de trous noirs. Tout se passe à peu près comme dans le cas de l’étoile à neutrons, il y a implosion du noyau, puis explosion de l’étoile. Sauf qu’ici, l’implosion se poursuit un peu et le rayon de l’étoile se réduit à moins d’un kilomètre. La masse pourtant est à peu près celle du soleil. Ici, le champ de gravité et si fort que la vitesse de libération est supérieure à celle de la lumière. Cette vitesse ne pouvant être dépassée, rien ne s’échappe d’un trou noir, pas même la lumière, d’où son nom. Pourquoi un trou noir plus qu’une étoile à neutron ? Probablement à cause de la masse de l’étoile en explosion, plus la masse est grande, plus l’implosion sera violente et prolongée. Mais ce phénomène reste mal compris.

b) Cas des étoiles de type solaire ou moins massives

1-b) Formation d’une nébuleuse planétaire.

Au sein d’étoiles de masse plus faible que celle du soleil, la température ne s’élève jamais suffisamment pour déclencher les phases de combustion postérieures à celle de l’hydrogène et de l’hélium au sein d’enveloppes concentriques. Chaque étoile, (notre soleil y comprit) souffle un vent de particules à travers l’espace, il s’agit en quelques sorte, de l’évaporation des couches externes, dans le cas du soleil ce vent s’éloigne dans le système solaire à plusieurs centaines de kilomètres par seconde. Heureusement pour nous, notre champ magnétique nous protège de ce vent solaire, une partie pourtant parvient à passer cette barrière naturelle et est canalisé vers les pôles. En entrant en contact avec la haute atmosphère, des réactions chimiques se produisent et cela produit des aurores polaires. Dans le cas d’une étoile mourante de masse inférieure ou égale à celle du soleil, des instabilité se manifestent et le vent solaire s’intensifie énormément et d’énormes quantités de matières sont alors éjectées au loin. Peu à peu, toute la matière est éjectée et il ne reste plus que le noyau de l’étoile autour duquel s’est formée une nébuleuse planétaire. Cette nébuleuse se dispersera petit à petit dans l’espace.

L’objet circulaire que nous voyons est une nébuleuse planétaire, l’étoile blanche au centre est l’étoile mourante. La matière rouge était, il y a moins d’un million d’années, à l’intérieur de l’étoile, nous pouvons apercevoir comme des sortes de trait en pointillé de matière semblant émerger de l’étoile centrale. C’est l’étoile elle-même qui illumine cette matière. Le vert de la partie intérieure est émis par les atomes d’oxygène, la couleur rouge est due à l’hydrogène et en partie à l’azote. Non pas que ces éléments soient plus concentrés à ces endroits, tout est une question de température, là où elle est plus élevée, c’est l’oxygène qui rayonne, là où elle est plus basse, c’est l’hydrogène et l’azote. D’après les astrophysiciens, voilà à quoi ressemblera notre soleil à la fin de sa vie.

2-b) Formation d’une naine blanche puis d’une naine noire

Après l’éjection de la matière stellaire, seul le noyau dénudé demeure, il est à peine plus gros que la lune. C’est une naine blanche, elle dissipera lentement, sous forme de lumière la chaleur qui lui reste, pâlissante, elle deviendra plus tard, une fois refroidie, une naine noire, une étoile sans énergie.

I Histoire

II Naissance d’une étoile

III Les étoiles dans la séquence principale

IV Différents types d’étoiles

V La fin de la séquence principale, mort de l’étoile

I Histoire

1) La Terre n’est pas un astre à part…

L’idée que les étoiles naissent vivent et meurent est relativement nouvelle pour l’humanité. Autrefois, on pensait que l’univers était divisé en deux parties : le monde terrestre où tout se transforme (le bois pourri, le fer rouille et les montagnes s’érodent) ; et le monde céleste, délimité par l’orbite lunaire, où rien ne bouge, c’est un domaine éternel. Puis vint Galilée, Newton, et avec eux de nouvelles théories, replaçant la Terre dans le système solaire, on découvrit aussi que c’était la même force qui faisait tomber les pommes que celle qui retenait la lune autour de la terre. Dans ces conditions, pourquoi la terre serait-elle un astre à part ? Plus tard, on découvre que chaque élément chimique possède une signature propre, lorsque’on les volatilise dans un four ou dans un arc électrique ils émettent de la lumière. Si on décompose cette lumière au moyen d’un prisme on obtient son spectre, ensemble de raies colorées disposées dans l’ordre de l’arc-en-ciel. Chaque élément possède son spectre. En décomposant la lumière du soleil on identifie alors plusieurs éléments chimiques familiers de la Terre, Hydrogène, Hélium, Calcium, Fer etc.… La chimie de la Terre est donc aussi valable pour les étoiles et le ciel.

2) De quoi le soleil se chauffe-t-il ?

Tout en essayant d’augmenter le rendement d’énergie des machines, les physiciens du 19^ème siècle découvrirent les lois de conservation de l’énergie : il n’existe pas de source inépuisable. Tout comme un four finissant par s’éteindre si on ne l’alimente pas, les étoiles ne sont pas éternelles et par conséquent, devront s’éteindre et mourir. C’est alors que l’on se demanda quelle est la matière première utilisée par le soleil pour produire de l’énergie. On chercha parmi les matières premières utilisées à l’époque. On supposa tout d’abord que le soleil était une boule de charbon incandescent. Le calcul dit qu’une telle masse de charbon alimenterai le soleil en énergie pendant environ un million d’années. Ce qui n’était pas suffisant puisque des paléontologues avaient déjà trouvé des fossiles bien plus vieux. L’autre source d’énergie connue à l’époque était la gravité. Une chute d’eau peu actionner une turbine et donc produire de l’énergie. Le soleil à sa naissance était vraisemblablement plus gros qu’aujourd’hui. Au cours des âges, son rayon à décru. Comme l’eau de la chute, la matière solaire est " tombée " vers le centre du soleil, cette contraction à libéré de l’énergie. On peut ainsi assurer la luminosité solaire pendant quinze million d’années. On est encore loin des cent millions d’années des dinosaures. Le problème fut résolu lorsque, dans son laboratoire de l’école normale, Henri Becquerel découvrit la radioactivité. Manifestation d’une force nouvelle, inconnue jusqu’alors. On a fini par en découvrir les propriétés, il s’agit en fait de deux forces bien distinctes : la force nucléaire, celle qui cimente les nucléons entre eux dans le noyau, et la force faible, qui permet aux neutrons de se transformer en protons (et vice versa). Beaucoup plus puissante que la force électromagnétique, la force nucléaire donne naissance à l’énergie nucléaire. On le sait 1 Kg d’Uranium fourni autant d’énergie que 2000 tonne de pétroles, du coup, le problème de l’énergie solaire est résolu. Le soleil carbure au nucléaire et son carburant, c’est l’Hydrogène, qu’il transforme en Hélium. On calcula alors la durée de vie de l’étoile avec cette nouvelle forme d’énergie et on a obtenu : 10 milliards d’années. A la fin de cette période, le soleil devra mourir.

II Naissance d’une étoile

1) Nébuleuse primitive ou protonébuleuse

On pense aujourd’hui que les étoiles naissent dans les nébuleuses, celles-ci joueraient le rôle de pouponnière d’étoiles. Une nébuleuse, c’est un immense nuage de gaz interstellaire dont les dimensions se mesurent en dizaines d’années lumières (parfois en centaines ex M42 dans la constellation d’Orion). Ces nuages contiennent autant de matière que des milliers de soleils. Ils sont très froids, environ –200°C. Dans le vide interstellaire il y a environ un atome par centimètre cube, dans une nébuleuse la densité peut s’élever jusqu’à des milliers, voire des millions d’atomes par centimètre cube, ça semble énorme, par rapport à notre atmosphère pourtant (plus de 1000 milliards de milliards d’atomes par cm³), c’est un vide presque parfait.

2) Contraction gravitationnelle, formation d’une protoétoile

Sous l’effet de son propre poids, ces nébuleuses tendent à s’effondrer sur elles-mêmes. Curieusement et on ne sait pas encore pourquoi, l’effondrement n’a pas lieu à tous les endroits de la nébuleuse, mais débute fréquemment à la périphérie. Il se propage ensuite à la manière d’un feu de forêt. Au centre l’effondrement devient de plus en plus rapide et le gaz s’échauffe de plus en plus. On a à présent une boule de gaz en rotation c’est une protoétoile.

Formation d'une protoétoile

3) Mise en route des réactions de fusion thermonucléaire

La contraction de la protoétoile s’arrête une fois le million de degrés atteint, les réactions de fusion thermonucléaire débutent, quatre protons se rencontrent, et sous l’action combinée de la force nucléaire et de la force faible, ils s’associent et forment un noyau d’Hélium en libérant de l’énergie, de l’énergie nucléaire maintenant. Du gaz s’échappe des pôles de l’étoile et disperse nébuleuse primitive. Puis l’activité se calme et la nouvelle étoile entre dans une période stable qui durera la majeur partie de sa vie. L’étoile est entrée dans la séquence principale.

III Les étoiles dans la séquence principale

1) Définition

Une étoile dans la séquence principale est une étoile qui est dans la période de sa vie où elle utilise la fusion de l’Hydrogène en Hélium pour produire de l’énergie. La séquence principale du soleil est de dix milliards d’années, il ne lui reste plus qu’environ 4,5 milliards années dans cette période.

2) Réaction de fusion nucléaire dans le noyau

La combinaison de deux noyaux légers en un noyau plus lourds aboutit à une réduction de masse, laquelle, du fait que l’équilibre masse-énergie de l’ensemble doit être préservé, s’accompagne d’une libération d’énergie. C’est la fusion nucléaire. Le processus fondamental qui alimente la fournaise solaire est la fusion de quatre noyaux d’Hydrogène (protons) en un noyau d’Hélium 4 (2p+2n). Pour qu’il y ait fusion deux des quatre protons doivent se convertir en neutrons, ce qui se produit chaque fois que deux protons se combinent pour former un noyau de deutérium, (1p+1n) comme pour la désintégration bêta, ce processus est le fait de la force faible et s’accompagne de l’émission d’un positron et d’une particule neutre appelée neutrino. Le deutérium ainsi produit s’associe à un autre proton pour donner de l’hélium 3, lequel entre à son tour en réaction avec un autre noyau d’hélium 3, ce qui donne naissance à un noyau d’Hélium 4 et à deux protons. Cette " chaîne proton-proton " du nom de la réaction initiatrice, qui commence avec l’hydrogène et se termine avec l’Hélium 4, fait intervenir une libération d’énergie.

3) Vers le cœur du soleil

Les couches superficielles du soleil sont en ébullition permanente. Cette agitation donne naissance à des phénomènes spectaculaires : les protubérances et les sursauts. Progressivement la température et la pression s’élèvent. Vers 100 000 Km de profondeur la matière se calme. Les couches gazeuses se font plus tranquilles. Il fait près d’un million de degrés. A proximité du centre, près du brasier thermonucléaire, l’agitation reprend à vive allure. La température monte à seize millions de degrés. La densité est deux cent fois plus élevée que celle de l’eau. La composition chimique n’est plus la même. L'Hélium issu de cette industrie nucléaire s’accumule, tous comme les produits radioactifs qu’elle engendre. Ces substances sont très dangereuses, le tritium, le bérylium-7, circulent librement. Mais 700 000 kilomètres de matière les séparent de la surface.

IV Différents types d’étoiles

1) Type spectral, des étoiles différentes

La couleur d’une étoile permet de déterminer sa température. Il existe une relation, selon laquelle plus la température d’une étoile est élevée, plus la longueur d’onde à laquelle elle brille est courte. Une étoile comme le soleil, avec une température un peu en-dessous de 6000 K, émet fortement au milieu du spectre visible et apparaît ainsi jaune. Les étoiles plus froides sont rouges et celles qui sont plus chaudes sont bleues ou blanches. Les étoiles les plus froides émettent essentiellement aux longueurs d’ondes infrarouge, alors que les plus chaudes ont leur pic dans l’ultraviolet. Etendre la lumière de l’étoile à toutes les longueurs d’onde qui la composent produit un spectre formé d’une bande de couleurs continues, en arc en ciel, avec un ensemble de raies d’absorption apparaissant à certaines longueurs d’ondes particulières.

Les atomes des couches extérieures d’une étoile absorbent la lumière provenant de son intérieur, plus chaud et plus dense, sur des longueurs d’ondes qui dépendent des éléments chimiques présents. Chaque élément produit son propre ensemble de raies, comme une empreinte digitale, à un certain nombre de longueur d’ondes connues, de sorte que l’identification des raies donne la clé de la composition chimique des couches extérieures de l’étoile. l’interprétation du spectre est très délicate, mais peut fournir une grande quantité d’informations concernant des données telles que la température, la composition chimique, la densité, la vitesse de rotation et la présence de champs magnétiques.

Le type spectral est la classification d’une étoile en fonction de l’aspect de son spectre lumineux. Le type spectral dépend en premier lieu de la température, mais peut également être précisé par des éléments relatifs à sa luminosité.

La classification alphabétique actuelle est un héritage du premier essais de classification exhaustive entrepris à l’observatoire d’Harvard College, qui fut publié en 1890. Les classes principales O, B, A, F, G, K, M, peuvent être subdivisées en dix sous-classes, indiquées par les chiffres de 0 à 9 (par exemple A0 ou K5)