A3C

Exposé de Joël Crespin

pour la réunion du 17 janvier 2025 :

Qu’est-ce qu’une étoile ?

Comment se forment-elles ?

Comment les classer ?

Exposé d’introduction

Définition:

Une étoile est un astre fait de gaz chauds, principalement d’hydrogène et d’hélium, qui produit de la lumière et de la chaleur grâce aux réactions de fusion nucléaire en son centre.

Les premiers instants d'une étoile se produisent d'abord dans un nuage de gaz interstellaire composé principalement d'hydrogène. Ces nuages sont la plupart du temps énormes, et un seul d'entre eux peut donner naissance à plusieurs étoiles. Sous l'effet de l'attraction gravitationnelle, des sections de ces nuages interstellaires ont tendance à se condenser dans des régions appelées globules de Bok, du nom du Hollandais Bart Bok, 1906-1983, qui découvrit ces régions. Chacun de ces globules, toujours par la force gravitationnelle, s'effondre à son tour pour donner naissance à une protoétoile. La contraction gravitationnelle produisant beaucoup d'énergie, la protoétoile devient de plus en plus chaude et intensément lumineuse durant quelques milliers d'années. Une étoile de la masse du Soleil atteindra 500 fois la luminosité solaire actuelle pendant cette étape. Si la masse de la nouvelle étoile est inférieure à 8% de la masse du Soleil, elle deviendra une neige brune, soit une étoile ratée qui ne sera jamais assez chaude pour que soient déclenchées les réactions de fusion nucléaire nécessaires à la rendre lumineuse. A une masse de 0,01 masse solaire, on ne peut même plus parler d'étoile, c'est plutôt une planète géante gazeuse qui est formée. Dans les nouvelles étoiles dont la masse est supérieure à 0,08 masse solaire, la température interne augmente suffisamment pour que la fusion nucléaire puisse avoir lieu en son cœur. A cette étape, sur le diagramme HR, l'étoile naissante se place sur la séquence principale et y demeure une grande partie de sa vie. Le temps qu'une étoile passera dans la séquence principale dépend donc de sa masse.

La vie d'une étoile de la séquence principale correspond à la période pendant laquelle elle consomme son hydrogène en le transformant en hélium par fusion nucléaire. Plus la masse de l'étoile est élevée, plus cette transformation se produit rapidement, et plus l'évolution de l'étoile dans la séquence principale est rapide. Pour la majorité des étoiles, cette période dure des milliards d'années. On pourrait être tenté de croire qu'une étoile plus massive prendrait plus de temps à brûler son carburant qu'elle possède en plus grande quantité, et vivrait ainsi plus longtemps. Mais c'est plutôt l'inverse qui se produit, et ce sont les étoiles les plus grosses qui passent le moins de temps dans la séquence principale. En effet, plus une jeune étoile est grosse, plus le rythme auquel elle transforme son hydrogène en hélium est rapide, et plus elle est lumineuse. Ainsi, alors que le Soleil aura, à la fin de sa vie, passé 10 milliards d'années dans la séquence principale, une étoile géante de 35 masses solaires, par exemple, n'y passera que 3 millions d'années. Si la masse d'une étoile est juste au-dessus de la limite minimale en deçà de laquelle une étoile ne peut exister, c'est-à-dire 0,1 masse solaire, celle-ci mettra 2 milliards d'années à prendre place sur la séquence principale, et il restera des dizaines de milliards d'années. On suppose qu'à la fin de cette très longue vie, l'étoile se refroidira lentement et finira comme un astre mort dense et froid à haute teneur en hélium. Toutefois, puisque l'Univers n'a que 15 milliards d'années, il n'existe pas encore d'étoiles parvenues à ce stade d'évolution. La stabilité et la longévité des étoiles sur la séquence principale sont attribuables au maintien de l'équilibre entre deux forces intérieures. La force de gravitation qui pousse l'étoile à se contracter et la force exercée vers l'extérieur par l'énergie produite dans le cœur de l'étoile. À la suite des années passées sur la séquence principale, une fois l'hydrogène épuisé, cet équilibre est perturbé et les étoiles subissent une série de transformations majeures. Le processus décrivant le passage d'une étoile de la séquence principale à une autre région du diagramme HR est très complexe. En résumé, pendant la fusion de l'hydrogène, l'accumulation graduelle de l'hélium issue de cette fusion au sein du noyau fait se contracter ce dernier, entraînant une augmentation de la température et une accélération de la fusion de l'hydrogène. Au plus fort de la contraction du cœur d'hélium, la température du noyau atteint 100 millions de Kelvin. C'est la température qui permet le déclenchement de la fusion de l'hélium en carbone.

Si l'étoile est de faible masse, moins de 6 masses solaires, la fusion de l'hélium se produit très rapidement. On appelle ce phénomène le flash de l'hélium. Toute cette activité au sein de l'étoile occasionne une augmentation importante de la pression interne et provoque le gonflement de ses couches superficielles. Au terme du processus, l'étoile aura passé par le stade de géantes rouges, atteignant ainsi une luminosité de 10 000 fois celle du Soleil. Toute cette agitation et la migration dans la région des géantes rouges du diagramme HR durera environ un milliard d'années. A la fin de la phase de géantes rouges, les couches externes deviennent très peu denses et la pression exercée par la lumière provenant du centre les rend instables au point où elles sont expulsées de l'étoile en formant une sphère de gaz lumineux. Cette sphère porte le nom de nébuleuse planétaire. La durée de vie d'une nébuleuse planétaire est de quelques dizaines de milliards d'années, ce qui représente très peu dans la vie d'une étoile. Ce qui reste de l'étoile en raison de sa faible masse n'arrive plus à continuer les réactions de fusion nucléaire. Et en l'absence de force qui empêche la contraction gravitationnelle, le cœur se contracte et devient une naine blanche.

En fait, la majorité des étoiles de notre galaxie, environ 97%, termineront leur vie en naines blanches. Toutes les étoiles dont la masse résiduelle à la fin de leur vie est inférieure à 1,4 masse solaire deviendront des naines blanches. C'est ce qu'on appelle la limite de Chandrasekhar, du nom de l'astrophysicien américain d'origine indienne Subrahmanyan Chandrasekhar, 1910-1995, dont les recherches sur l'équilibre des naines blanches lui valurent le prix Nobel de physique en 1983. Les étoiles dont la masse résiduelle est supérieure à cette limite connaîtront un destin plus fracassant. Nous verrons cela plus tard dans l'exposé. Pour en revenir à la naine blanche, une fois les couches externes éjectées et la combustion nucléaire interne terminée, une étoile dont la masse restante est inférieure à la limite de Chandrasekhar, c'est-à-dire inférieure à 1,4 masse solaire, c'est le cas de notre Soleil, et bien cette étoile se contractera jusqu'à ce qu'elle devienne une naine blanche. Une telle étoile est composée de matières dites dégénérées. Les électrons ne sont plus associés au noyau des atomes. La taille de la naine blanche sera réduite à une taille proche de celle de la Terre et sa densité atteindra 10 puissance 6 grammes par centimètre cube, soit 1 million de fois la densité de l'eau. C'est-à-dire qu'un dé a jouer composé de cette matière pèserait une tonne, 1000 kilos. Notons que le nom de naine blanche vient de sa température de surface, environ 10 000 Kelvin, qui lui donne une couleur blanche bleutée. Après quelques dizaines de milliards d'années, une naine blanche n'émet plus de lumière visible et peut devenir ce qu'on appelle une naine noire. Cette cendre d'étoile n'est alors plus vraiment visible. Aucune naine noire n'a encore été observée ou détectée jusqu'à maintenant. En réalité, il est fort possible que les naines noires n'existent pas encore, l'univers n'étant pas encore assez vieux pour qu'une étoile ait eu le temps d'atteindre ce stade.

La fin de l'étoile est annoncée. Dans 5 milliards d'années, notre Soleil, étoile de masse faible, subira toutes les épreuves que nous avons décrites. Au moment où il sera devenu une géante rouge, ses couches superficielles engloberont l'orbite de la Terre qui se trouvera alors carrément à l'intérieur. Toute une canicule.

Dans les étoiles plus massives, plus de 6 masses solaires, la fusion de l'hélium ne se produit pas en flash, mais de façon plus lente. Les conditions de pression et de température dans le cœur d'une étoile de masse plus élevée permettent la fusion du carbone dont les produits sont de l'oxygène, du néon, du magnésium, qui eux-mêmes produiront par la suite du silicium et du phosphore. Au-delà de 3 milliards de Kelvin, c'est au tour du silicium de fusionner avec de l'hélium pour donner du fer.

A la fin du processus de fusion, le fer prédomine au cœur de l'étoile et étant le plus stable des noyaux atomiques, il ne permet plus aucune réaction de fusion. C'est le début de la mort de l'étoile. Comme plus aucune force ne vient gêner la contraction gravitationnelle du cœur, ce dernier se comprime de façon dramatique jusqu'à la transformation du fer en matière dite neutronique. A ce stade, l'étoile présente une structure en oignon.

En général, trois sorts sont réservés aux étoiles qui arrivent à la fin de leur vie. C'est la masse résiduelle de ce qui reste après toutes les étapes décrites plus haut qui détermine celui que l'étoile connaîtra. Naine blanche ou bien étoile à neutron ou encore trou noir.

Si on résume :

1️⃣ Pour les étoiles de masse faible à intermédiaire (< ~6–8 M☉)

Elles deviennent géantes rouges après avoir épuisé leur hydrogène.

Elles subissent un flash d’hélium (allumage de l’hélium en fusion dans le cœur).

En fin de vie, elles expulsent leurs couches externes, créant une nébuleuse planétaire.

Le cœur restant devient une naine blanche, stable et dense, principalement composée de carbone et d’oxygène.

2️⃣ Pour les étoiles plus massives (> ~8 M☉)

Elles deviennent des supergéantes, avec des noyaux très massifs capables de fusionner des éléments plus lourds (carbone, oxygène, silicium…).

Elles ne forment pas de nébuleuse planétaire. La pression gravitationnelle est trop forte pour que les couches externes se dispersent doucement.

Quand le cœur arrive au stade de fer, la fusion ne produit plus d’énergie nette. Le cœur s’effondre rapidement : c’est l’explosion en supernova.

Nous avons dit plus haut que les étoiles dont la masse résiduelle est supérieure à 1,4 masse solaire connaîtront un destin plus fracassant. En effet, ChandraSekhar a pu démontrer que les étoiles dont la masse résiduelle est comprise entre 1,4 et 3 masses solaires finissent en supernova de type 2, c'est-à-dire en étoile isolée, sans compagnon et en fin de vie, dont les couches externes rebondissent violemment sur le noyau ou cœur. Le cœur de l'étoile se contracte jusqu'à ce que les électrons libres se combinent au proton du noyau pour former une étoile dite un neutron. Le diamètre d'une étoile à neutron est en moyenne de 25 km, mais sa densité atteint celle de la matière nucléaire, soit 10 puissance 13 g par cm3. Notre dé a jouer, composé de ce matériau, pèserait 10 millions de tonnes, 10 milliards de kilos. Les étoiles à neutron, qui sont donc les résidus de ces supernovas, sont les restes de cette violente explosion et constituent de véritables cadavres stellaires. Elles n'auraient jamais pu être détectées si une bonne partie d'entre elles n'émettait pas un certain type de rayonnement bien particulier qu’on appelle ‘pulsar’, contraction de pulsating star. On appelle donc pulsar les étoiles à neutron dont nous recevons le flux de radiation très intense et périodique, également appelé rayonnement synchotron du nom du puissant accélérateur de particules. Ce rayonnement peut être capté par les antennes des radiotélescopes et reçu comme des pulsations périodiques aussi précises qu'une horloge atomique. La période de pulsation des pulsars peut être aussi petite qu'un millième de seconde. C'est Jocelyne Bell, née en 1943, étudiante en astronomie à Cambridge, qui découvrit accidentellement le premier pulsar en 1967. Celui-ci avait une période de 1,33711 secondes, ni plus ni moins. Enfin, si la masse résiduelle sur laquelle a travaillé ChandraSekhar est supérieure à trois masses solaires, nous ne serons ni en présence d'une naine blanche ni d'un pulsar, c'est-à-dire d'une étoile à neutron, mais au-delà de trois masses solaires se formera ce qu'on appelle un trou noir. Cela fera l'objet d’un autre exposé très certainement plus tard.

Comment se précise le type spectral d'une étoile ? Il se précise par l'utilisation de lettres O, B, A, F, G, K, M, L, T, C, S. On retient ces lettres par un moyen mnémotechnique très connu des astronomes en formulant la phrase suivante : Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me (a) Long Time. Je n’ai pas cherché de mot approprié pour les lettres C et S. Nous verrons dans le diagramme ci-dessous à quoi correspondent ces lettres O, B, A, F, G, K, M, L, T, C, S.

Enfin, il y a bien d'autres façons de classer les étoiles. On peut les classer par rapport à leur magnitude, c'est-à-dire leur luminosité, leur brillance, intrinsèque ou relative. On peut les classer par rapport à leurs compagnons ou compagnes, parce que la plupart des étoiles ne sont pas seules, elles sont physiquement proches d’autres étoiles, voire de plusieurs. Il peut s’agir de binômes, de trinômes ou plus, donc d'étoiles très rapprochées les unes des autres. On parle aussi de compagnons (compagnes) optiques c,a,d d’étoiles très éloignées les une des autres mais qui depuis notre point d’observation (la terre) donne l’impression d’être très proches.

En terme de classement d’étoiles binaires ou d'étoiles doubles binaires visuelles, on peut parler d'étoiles binaires à éclipse, de binaires spectroscopiques ou encore de binaires serrées.

On peut aussi classer les étoiles par leur variabilité. Dans ce cas, on parlera de variabilité par rotation, de variabilité par éclipse, de variabilité par pulsation, de variabilité par éruption ou encore de variabilité par cataclysme. Autant de classements qui peuvent faire l'objet d'exposés ultérieurs.

Merci de votre attention.

J'ai préparé cet exposé avec principalement deux livres, l'Astronomie pour les nuls et mon livre fétiche ‘Astronomie premier contact’ de Gaëtan Morissette, préface de Laurent Drissen.

Gaëtan Morissette est professeur de physique et d’astronomie au Cégep de sept-îles depuis 1976,

Laurent Drissen est titulaire de la chaire de recherche du Canada sur les étoiles massives à l’université Laval (Québec).