Qu’est-ce qu’une étoile ?
Les étoiles sont des boules de gaz tellement chaudes qu’elles sont le siège de réactions nucléaires. Principalement, les étoiles brûlent de l’hydrogène pour former de l’hélium. Ce sont ces réactions qui sont à l’origine de la lumière qu’elles émettent et qui les rend si brillantes. Ainsi, à la différence des planètes qui ne font que réfléchir la lumière du Soleil, les étoiles émettent leur propre lumière.
Ces réactions nucléaires se produisent car le cœur de l’étoile est soumis à une formidable pression due à la force de gravitation. En effet, une étoile comme le Soleil fait plus de 100 fois le diamètre de la Terre, soit plus d’1 million de fois son volume. Une telle quantité de matière génère une force de gravité considérable qui écrase le noyau et le soumet à des températures extrêmement élevées. Par exemple, la température au centre du Soleil est d’environ 15 millions de degrés. À de telles températures, l’hydrogène fusionne pour donner de l’hélium, et libère de l’énergie qui est émise en partie sous forme de lumière. C’est de là que provient la lumière des étoiles.
Les étoiles sont des boules de gaz extrêmement denses et chaudes
qui abritent des réactions nucléaires
Nous comparons ici les étoiles avec le Soleil, mais il a fallu attendre le XIXe siècle pour que les scientifiques admettent largement que le Soleil est une étoile comme les autres. Jusqu’alors, le Soleil et les étoiles étaient considérés comme des objets de nature totalement différente, car le Soleil bouge sur la sphère céleste, tandis que les étoiles sont immobiles entre elles. En fait, c’est la rotation de la Terre qui donne l’impression que le Soleil tourne. Mais on sait depuis Copernic que c’est bien la Terre qui tourne autour du Soleil, et non l’inverse.
Les étoiles sont, en apparence, immobiles entre elles. C’est-à-dire qu’elles dessinent des constellations sur la sphère céleste, dont la forme et la disposition sont invariables dans le temps. C’est la sphère céleste, dans son ensemble, qui tourne autour de l’observateur. La forme des constellations ne change pas à l’échelle d’une vie humaine, mais sur des milliers ou des millions d’années, on pourrait les voir se déformer. Ce changement est imperceptible à l’œil nu car les distances qui nous séparent des étoiles sont considérables. Ainsi, l’étoile la plus proche est à plus de 4 années-lumière. Or la lumière voyage à environ 300.000 km/s, soit environ 1 milliards de km/h, c’est vous dire si la lumière est rapide. Mais malgré cette vitesse, qui nous parait infinie et avec laquelle on pourrait faire le tour de la Terre en un claquement de doigt, il faut plus de 4 ans à la lumière pour nous parvenir de l’étoile la plus proche, Proxima du Centaure.
Comment se forment les étoiles ?
Le modèle le plus largement répandu pour expliquer la formation des étoiles est l’hypothèse de la nébuleuse solaire, émise au XVIIIe siècle, et affiné depuis grâce aux progrès de la science. Dans ce modèle, tout part d’un nuage de gaz interstellaire, plus exactement un nuage d’hydrogène moléculaire, qui présente des zones plus ou moins denses de matière. Un événement cosmique tel une supernova vient perturber cette nébuleuse, provoquant un effondrement gravitationnel au niveau des foyers de surdensité.
Le nuage se contracte alors progressivement. Sa rotation, combinée à sa contraction, conduit à la formation d’un disque d’accrétion qui s’aplati sous l’effet de la force centrifuge, un peu comme un pizzaïolo qui aplati sa pâte à pizza en la faisant tourner. Mais la force centrifuge l’emporte, si bien que le gaz du nuage tombe en partie vers le disque, et que le gaz du disque tombe à son tour en partie vers le noyau. Ce phénomène en cascade permet au disque d’accrétion et au noyau de grossir, et à leur température d’augmenter en raison des chocs et frottements. Jusqu’au moment où la densité du foyer est suffisamment élevée pour devenir opaque à la lumière infrarouge. Cela provoque une sorte d’effet de serre, qui contribue à augmenter encore la température du noyau. Pendant ce temps, la densité du nuage de gaz continue d’augmenter progressivement, et environ 1 million d’années après le début de l’effondrement de la nébuleuse solaire, le noyau est devenu suffisamment dense et chaud pour que les premières réactions de fusion apparaissent. L’étoile est née.
En fait, ce processus n’est pas linéaire et dépend en grande partie de la masse du nuage de gaz à l’origine de l’étoile. Notamment, lorsque cette masse est inférieure à 3 masses solaires (3 fois la masse de notre soleil), la proto-étoile passe par le stade T Tauri. Il s’agit d’un type d’étoile très jeune qui se caractérise par la présence d’un puissant jet de matière au niveau des pôles, ainsi que par la coexistence d’un nuage de gaz en cours d’effondrement gravitationnel, d’un disque d’accrétion qui continue à alimenter l’étoile en gaz, et d’une proto-étoile au centre dont la luminosité est variable. Lorsque le foyer de surdensité ne contient pas suffisamment de matière, les réactions nucléaires ne peuvent pas démarrer, l’étoile est avortée et devient au mieux une naine brune. Et lorsque la proto-étoile a une masse supérieure à 3 masses solaires, elle entre directement dans la séquence principale, sans passer par le stade T Tauri.
La nébuleuse primordiale est généralement assez massive pour donner naissance à plusieurs, voire à de nombreuses étoiles. Ce groupe d’étoiles va former un amas ouvert, c’est-à-dire un groupe d’étoiles qui se disperse progressivement. Au début, cet amas est suffisamment concentré pour être parfois visible au télescope, et quelques fois même à l’œil nu, s’il est à la bonne distance de la Terre. Trop loin, il est trop petit et n’est pas visible. Trop proche, il est trop grand pour apparaître comme un amas. Le plus connu d’entre eux est l’amas des Pléiades (M45), dans la constellation du Taureau.
Que se passe-t-il au cœur d’une étoile ?
Les étoiles comportent un noyau au sein duquel se produisent les réactions nucléaires à l’origine de la lumière émise par celles-ci. C’est là que la pression et la température sont les plus élevées. Pour une étoile de type solaire, le noyau représente environ 10% de la masse totale, et la température est d’environ 15 millions de degrés. Le feu qui consume les étoiles n’est pas de même nature que le feu qui brûle le bois. Au cœur des étoiles, les réactions font réagir les atomes au niveau de leur noyau (le noyau atomique, pas le noyau de l’étoile), c’est pourquoi on parle de réaction nucléaire. Tandis qu’un feu de cheminé est seulement une réaction chimique, qui change les liaisons entre les atomes mais dans laquelle les noyaux atomiques sont intacts.
La lumière des étoiles vient des réactions nucléaires
qui se produisent dans leur noyau
Les réactions qui sont à l’origine de l’électricité produite dans les centrales nucléaires, sont aussi des réactions nucléaires, mais de fission. C’est-à-dire qu’elles consistent à casser des très gros atomes pour former des éléments plus petits. Cette opération libère de l’énergie qui est convertie en électricité. Dans une étoile, c’est l’inverse. Des atomes légers, en l’occurrence d’hydrogène, sont soumis à une pression et une température colossales pour former des atomes plus lourds, c’est pourquoi on parle de fusion. Et cette réaction libère également de l’énergie, mais beaucoup plus que dans le cas de la fission.
La raison pour laquelle la fusion de l’hydrogène en hélium est très énergétique, est que la masse de deux atomes d’hydrogène est supérieure à la masse de l’atome d’hélium issu de leur fusion. La différence de masse, pour obéir à la loi de conservation, est alors émise sous forme de rayonnement, c’est-à-dire sous forme de particules de lumière appelés photons. Mais la lumière que nous captons des étoiles ne provient pas directement de leur noyau. Elle nous vient uniquement de leur surface.
En effet, le noyau d’une étoile est très dense et de surcroît ionisé, c’est-à-dire que les atomes sont séparés de leurs électrons, ce qui les rend très réactifs. Les photons émis lors de la fusion de l’hydrogène dans le noyau de l’étoile sont donc aussitôt capturés par les atomes alentours. Ainsi, les photons suivent un parcours incessant d’émission et de capture, de sorte que, en moyenne, un photon émis depuis le noyau met plus d’1 million d’années à sortir d’une étoile comme le soleil. C’est pourquoi le flux de lumière en provenance d’une étoile ne provient que de sa surface.
Dans le noyau de l’étoile, deux types de réactions peuvent conduire à la fusion de l’hydrogène. La chaîne proton-proton est une réaction en chaîne dans laquelle l’hydrogène fusionne successivement en deutérium, puis en hélium 3, et enfin en hélium 4. Le bilan de cette réaction voit ainsi 4 atomes d’hydrogène fusionner pour donner finalement un atome d’hélium.
Le cycle CNO est une réaction catalytique impliquant un noyau de carbone 12. Cet atome capture un atome d’hydrogène pour donner un atome d’azote 13 qui se désintègre en un atome de carbone 13. Ce dernier capture un deuxième atome d’hydrogène pour donner un atome d’azote 14, qui capture un autre atome d’hydrogène pour donner un atome d’oxygène 15. Celui-ci se désintègre ensuite en azote 15. Cet atome capture un dernier atome d’hydrogène, ce qui a pour effet de provoquer la transmutation de l’azote 15 en carbone 12, avec émission d’un noyau d’hélium 4. Le bilan de cette réaction est presque le même que celui de la chaîne proton-proton. On voit 4 atomes d’hydrogène capturés au cours des différentes étapes du cycle CNO, pour au final observer l’émission d’un noyau d’hélium. Le carbone impliqué dans la réaction sert uniquement de catalyseur, c’est-à-dire qu’il n’est pas consommé. On le retrouve au début et à la fin de la réaction.
Les étoiles de masse moyenne, comparables au Soleil, utilisent principalement la chaîne proton-proton pour fusionner l’hydrogène, le cycle CNO n’y contribuant que de manière marginale. C’est l’inverse pour les étoiles massives, dans lesquelles le cycle CNO est majoritaire (sauf pour les étoiles de population III).
La mort des étoiles
Les étoiles ne sont pas éternelles. Elles demeurent dans la séquence principale tant que leur noyau contient suffisamment d’hydrogène pour que celui-ci fusionne en hélium. Mais lorsque l’hydrogène se tari dans le noyau, qui ne contient alors presque plus que de l’hélium, l’étoile va changer de type spectral. Cette étape ne signe pas encore la mort de l’étoile. Celle-ci continue de briller. Mais alors qu’elle est demeurée stable durant tout son passage dans la séquence principale, elle entre dans une phase d’agitation qui la fait devenir une géante rouge. Ce type d’étoile est caractérisé par une couleur rougeâtre, due à une température de surface plus faible que ce qu’elle était dans la séquence principale, et par un volume supérieur dû à un mode de production et de diffusion de l’énergie différent.
Ce qui fait entrer une étoile dans la phase de géante rouge est la raréfaction de l’hydrogène dans le noyau. Les réactions de fusion ne peuvent plus s’auto-entretenir et la pression de radiation diminue. Cela a pour effet de contracter l’étoile, car l’énergie rayonnée par la fusion de l’hydrogène n’est plus suffisante pour s’opposer aux forces de gravité. Les couches supérieures de l’étoile s’échauffent alors, en se contractant, jusqu’à provoquer des réactions de fusion dans ces couches périphériques où l’hydrogène est encore très abondant. Ces réactions partent des couches les plus proches du noyau, et se propagent progressivement aux couches supérieures.
Dans cette première phase de la géante rouge, le noyau continue de se contracter et de s’échauffer sous l’effet de la gravitation, car il n’émet plus de rayonnement pour s’opposer à la force de gravité, étant donné qu’il n’y a plus de fusion d’hydrogène dans le cœur de l’étoile. Dans le même temps, la fusion de l’hydrogène, qui se produit cette fois dans les couches périphériques, contribue aussi à échauffer le noyau, puisque le rayonnement qu’elle génère est dirigé autant vers l’extérieur que vers l’intérieur de l’étoile. Et lorsque la température du noyau atteint 100 millions de degrés, l’étoile entre dans une nouvelle phase marquée par la fusion de l’hélium, suivant la réaction triple alpha. Lors de cette réaction, deux atomes d’hélium 4 fusionnent en béryllium 8, qui fusionne à son tour avec un troisième atome d’hélium 4 pour donner du carbone 12. Dans le cas d’une étoile de masse comparable au Soleil, la géante rouge connaît une transition explosive, appelée flash de l’hélium, suivie d’une phase prolongée d’oscillation qui voit l’étoile se contracter et se dilater périodiquement. Une géante rouge peut durer 1 milliard d’année lorsqu’elle est issue d’une étoile de masse solaire.
À la fin de sa vie,
une étoile fusionne des éléments de plus en plus lourds
Lorsque la fusion de l’hélium est terminée, la fin de l’étoile dépend principalement de sa masse. Plus l’étoile est massive, plus sa fin de vie est violente. Pour les étoiles de moins de 10 masses solaires, la géante rouge devient une naine blanche, qui concentre les cendres de l’étoile morte et qui n’abrite plus aucune réaction de fusion. L’enveloppe externe de cette géante rouge est expulsée dans l’espace et devient une nébuleuse planétaire. Celle-ci est visible au télescope car la naine blanche qui se trouve au cœur de la nébuleuse continue de rayonner en ultraviolet, ce qui ionise la nébuleuse, qui réémet alors la lumière dans le domaine visible.
Lorsque la géante rouge a une masse supérieure à 10 masses solaires, le cœur de l’étoile continue de fusionner tous ses atomes en éléments de plus en plus lourds, jusqu’à ce qu’il ne reste plus que du fer. Jusqu’alors, la fusion dégageait de l’énergie, mais ce n’est plus le cas avec le fer, car la fusion du fer consomme plus d’énergie qu’elle n’en libère (nous parlons de fusion nucléaire, et non du passage de l’état solide à l’état liquide). À partir de ce moment, le noyau de fer cesse de fusionner et ne produit plus d’énergie, si bien que plus rien ne s’oppose à l’effondrement du noyau sur lui-même. Plus rien, sauf la pression de dégénérescence. Elle empêche les particules de se superposer, c’est-à-dire d’occuper le même espace (sauf si elles ont un spin différent). Mais lorsque le cœur de l’étoile atteint la masse de Chandrasekhar, la force de gravité devient supérieure à la pression de dégénérescence, et les protons et les électrons fusionnent en neutrons en libérant une énergie considérable. L’étoile explose alors en supernova, tandis que son cœur s’effondre en étoile à neutrons, ou en trou noir lorsque la géante rouge a une masse supérieure à 25 masses solaires.
Les catégories d’étoiles
Les étoiles sont classées en fonction de leur type spectral, c’est-à-dire en fonction de leur couleur, qui dépend elle-même de la température de surface. Lorsqu’une étoile est dans son âge adulte – on dit qu’elle est dans la séquence principale – cette température est liée à sa masse. Plus une étoile est massive, plus sa température est élevée. Inversement, plus sa masse est faible, plus sa température est faible. Ainsi, les étoiles les plus lourdes ont une couleur bleue, il s’agit des géantes bleues, car en physique le bleu est associé aux hautes énergies. Tandis que les étoiles les plus légères, les naines rouges, sont de cette couleur car le rouge est associé aux basses énergies.
Paradoxalement, les géantes bleues, qui contiennent le plus de matière, vont briller moins longtemps, car leur température élevée fait qu’elles brûlent leur carburant plus vite. Les plus massives d’entre elles peuvent quitter la séquence principale en quelques millions d’années seulement, alors qu’une étoile comme le Soleil – qui est une naine jaune – va y rester environ 10 milliards d’années en tout. De leur côté, les naines rouges, dont la température est plus faible, consomment leur carburant beaucoup plus lentement et peuvent briller des milliers de milliards d’années.
Les astronomes représentent les étoiles sur un diagramme, en fonction de deux paramètres que sont la luminosité (les astronomes parlent de magnitude) et du type spectral (c’est-à-dire la couleur de l’étoile). Il s’agit du diagramme HR (Hertzsprung-Russell). Ce diagramme présente une partie diagonale, appelée séquence principale, qui correspond aux caractéristiques de luminosité et de couleur des étoiles qui brûlent l’hydrogène présent dans leur noyau. La fusion de l’hydrogène dégage de l’énergie, dont le rayonnement tend à faire gonfler l’étoile, tandis que la force de gravité tend à la faire se contracter. Aussi longtemps que l’étoile demeure dans la séquence principale, c’est-à-dire tant qu’il reste suffisamment d’hydrogène dans son noyau, ces deux forces sont en équilibre. On dit que l’étoile est en équilibre hydrostatique. Elle peut migrer au sein de la séquence principale, c’est-à-dire que sa luminosité ou sa température peuvent évoluer, mais cette évolution reste dans la gamme correspondant à la séquence principale, cela aussi longtemps que le noyau continue de fusionner de l’hydrogène.
Dans la séquence principale
les étoiles fusionnent l’hydrogène contenu dans leur noyau
En revanche, lorsqu’une étoile quitte la séquence principale, ses caractéristiques de luminosité et de couleur ne sont plus directement liées à sa masse. Elle peut avoir une température de surface plus faible, mais une luminosité plus forte. C’est le cas des géantes rouges. Elles rayonnent plus de lumière que dans la séquence principale car la fusion de l’hélium dégage plus d’énergie que celle de l’hydrogène. Et l’enveloppe externe se dilate sous l’effet d’un flux d’énergie accru, ce qui fait que la température de surface est inférieure, car l’énergie rayonnée est répartie sur une surface plus grande. Autrement dit, la surface de l’étoile augmente davantage que l’intensité du flux d’énergie.
À l’opposé des géantes rouges, les naines blanches ont une température de surface plus élevée car il s’agit d’étoiles très compactes et qui conservent une chaleur résiduelle importante. Mais leur luminosité est très faible car elles n’abritent plus aucune réaction de fusion. Ce sont des étoiles mortes qui mettent quelques milliers d’années à refroidir.
Les caractéristiques de luminosité et de chaleur
dépendent de la phase dans laquelle se trouve l’étoile
Nous voyons que la position de l’étoile dans le diagramme HR dépend du stade dans lequel elle se trouve. Globalement, la séquence principale correspond aux étoiles à l’âge adulte. La partie supérieure du diagramme (forte luminosité, faible température de surface) est occupée par les étoiles en fin de vie, tandis que la partie inférieure (faible luminosité, forte température de surface) correspond aux étoiles mortes. Il est à noter que, contrairement à l’intuition, la luminosité d’une étoile n’est pas forcément liée à sa température. C’est la relation entre ces deux valeurs que représente le diagramme HR. On peut avoir une étoile qui brille beaucoup bien qu’elle ait une température de surface faible, et une autre qui brille très peu mais qui a une température de surface très élevée. C’est comme avoir une grande marmite de soupe tiède et un petit expresso brûlant. La marmite rayonne globalement plus d’énergie que l’expresso, bien que la première soit plus froide que le second. Par ailleurs, certaines étoiles, comme les géantes rouges, ont une température de surface plus faible que les naines jaunes, par exemple, tandis que leur noyau a une température supérieure. C’est parce que l’énergie rayonnée est répartie sur une surface supérieure. De fait, les étoiles peuvent être plus massives que le soleil, mais elles peuvent être surtout beaucoup plus grandes. Ainsi, les plus massives font 100 ou 200 masses solaires, tandis que les plus grandes font 1000 à 2000 fois le diamètre du soleil.