Les étoiles, de la naissance à la mort
Les étoiles sont un premier exemple du fait que notre univers est dynamique. Les étoiles ne restent pas identiques à jamais, elles traversent un cycle de vie complet.
La naissance d’une étoile
La vie des étoiles débute au sein d’un nuage de gaz et de poussières interstellaires. Le gaz en question est pour l’essentiel un mélange d’hydrogène H (~73 % en masse) et d’hélium He (~25 %) ; les autres éléments n’interviennent que pour les ~2 % restant. La présence de ce nuage sombre est trahie par l’absence d’étoiles à l’arrière-plan qui en fait apparaître la silhouette. Une telle formation est appelée un nuage moléculaire sombre Barnard 68.
Une forte concentration de poussières et de gaz moléculaires absorbe pratiquement toute la lumière visible émise par les étoiles en arrière-plan. L’environnement extrêmement sombre contribue à faire de l’intérieur des nuages moléculaires l’un des endroits les plus froids et les plus isolés de l’univers. On considère généralement que le nuage commence à se contracter sous l’effet de son propre champ de gravité suite à une perturbation causée, par exemple, par l’explosion d’une supernova proche.
Comme tout gaz comprimé, la matière du nuage interstellaire va voir sa température augmenter au fur et à mesure de la contraction. Avec l’accroissement de la masse volumique des régions centrales, les inhomogénéités qui se créent inévitablement sont sources d’instabilités et le nuage se fragmente en multiples centres de contraction secondaires.
Pour ceux d’entre eux qui sont suffisamment massifs, la contraction gravitationnelle se poursuivra tant et si bien que la température des régions centrales atteindra une dizaine de millions de degrés ! À cette température, la matière est totalement ionisée ; elle forme un plasma de noyaux atomiques, de protons et d’électrons. L’énergie cinétique élevée des protons leur permet alors de s’approcher suffisamment pour que les forces attractives d’interaction nucléaire prennent le dessus et causent la fusion des deux particules.
Les collisions peuvent dès lors donner lieu à des réactions de fusion nucléaire : deux protons fusionnent pour donner un noyau de deutérium. Le deutérium ainsi formé capture à son tour un proton pour former un noyau d’hélium 3. Enfin, la fusion de deux noyaux d’hélium 3 conduit à la formation d’un hélium 4. Ces réactions sont exothermiques (elles libèrent de l’énergie). Dans les étoiles dont la masse est supérieure à celle du Soleil, cette conversion d’hydrogène en hélium s’effectue au travers d’un cycle catalytique utilisant les noyaux de carbone, d’oxygène et d’azote. Dans tous les cas, la réaction globale est :
4 protons –> hélium 4 + 2 positons + 2 neutrinos + 2 photons + énergie.
L’élévation de température et de pression qui en résulte stoppe la contraction de l’objet. À ce stade, une étoile est née.
La vie d’une étoile
Durant la majeure partie de sa vie, une étoile tire son énergie des réactions de fusion de l’hydrogène en hélium. Cette énergie contribue à maintenir dans son coeur une pression suffisante pour lui permettre de résister à l’effondrement sous le poids des couches supérieures.
Lorsque les réserves de combustible nucléaire sont épuisées dans le coeur, la gravité reprend le dessus et la contraction se poursuit, provoquant une nouvelle élévation de la température centrale. Avec elle, l’énergie cinétique des collisions entre noyaux s’accroît et finit par permettre le déclenchement de réactions de fusion de noyaux plus lourds. Celles-ci se poursuivront jusqu’à épuisement du nouveau combustible.
Une étoile typique comme notre soleil est stable pendant très longtemps. Elle utilise les réactions de fusion, l’énergie qu’utilisent les bombes à hydrogène. Mais contrairement à l’explosion d’une bombe nucléaire, la fusion se fait à un taux stable dans une étoile. Bien que la fusion exerce une extraordinaire pression vers l’extérieur de l’étoile, la force de la gravité contient l’étoile, équilibre exactement la pression et maintient l’étoile. Les astrophysiciens calculent que cet équilibre stable entre la pression et la gravité peut durer très longtemps (10 milliards d’année pour une étoile comme notre soleil), aussi longtemps que les réactions de fusion continuent.
Si l’on s’intéresse à la durée de vie d’une étoile, un paramètre le détermine principalement: c’est la masse. Mais c’est aussi l’origine d’un paradoxe : plus une étoile est massive, plus courte sera sa durée de vie. En effet, même si une étoile massive contient beaucoup de carburant, sa température centrale va être plus élevée que celle d’une étoile de moindre masse. Comme il a été mentionné, les réactions de combustion nucléaire vont être beaucoup plus rapides. Ainsi, une étoile comme le Soleil, de masse disons moyenne, brûlera son hydrogène central (seulement 10% de sa masse totale) en quelques 9 milliards d’années. Mais une étoile de 10 masses solaires (ou 10 MO) consumera ses réserves en seulement 30 millions d’années, alors qu’une petite étoile de 0.5 MO subsistera 50 milliards d’années (soit bien plus que l’âge actuel supposé de l’Univers).
La mort d’une étoile
Il arrive un moment où le cœur de l’étoile n’a plus du tout d’énergie, et contrarie ainsi l’équilibre entre la pression et la gravité ; alors l’étoile meurt. En fin de vie, les étoiles les moins massives se dilatent et rougissent pour mourir doucement. En explosant, elles éjectent de la matière et produisent des nébuleuses planétaires. Ce qui reste de l’étoile morte est appelé naine blanche. Comme elle peut mourir dramatiquement, les étoiles les plus massives se transforment en supergéantes. Elles finissent par exploser en une supernova dans laquelle la plupart de la matière de l’étoile est soufflée en un choc de lumière, d’énergie et de particules. Une supernova peut libérer tellement d’énergie que pendant un moment elle illumine toute la galaxie ! (voir la photo ci-dessous.) Les atomes produits dans l’étoile ne restent pas piégés en elle mais lorsqu’elle meurt, ils s’étendent à travers l’espace, enrichissant le fin nuage de gaz et de poussière entre les étoiles.
Il existe deux phénomènes résultant de la formation d’une supernova. Soit la matière situé dans le noyau de l’étoile se transforme en « étoile à neutrons« , soit un trou noir se forme.
–L’étoile à neutrons est peu brillante et de petite taille. Peu visible, les astronomes la détecte grâce aux pulsations radioélectriques qu’elle émet : les pulsars.
–Le trou noir est difficilement définissable. Il n’émet pas de lumière mais peut être détecté à l’aide des rayons X qui sont émis autour du trou.
