Les étoiles

Les étoiles sont de gigantesques sphères de gaz très chauds, constitués principalement d’hydrogène. Dans leur coeur se trouve une grande « chaudière », lieu de réactions nucléaires qui produisent de l’énergie sous forme de lumière et de chaleur.

L’étoile la plus proche et la plus connue est le Soleil.

L’étoile la plus proche du Soleil est Proxima Centauri située à 4,2 années-lumière, soit environ 40’000 milliards de km…

De la Terre, sur l’ensemble du ciel, on peut voir à l’oeil nu quelques 6’000 étoiles. Un puissant télescope peut nous en faire découvrir des millions d’autres. Toutes appartiennent à notre galaxie, la Voie lactée.

La Voie lactée compte plus de 100 milliards d’étoiles.

Les étoiles que nous voyons dans le ciel nocturne sont d’âges et de tailles différents ; elles varient en température, couleur et luminosité. Certaines ne sont pas des étoiles isolées mais des étoiles doubles ou des membres d’un amas stellaire.

Les étoiles naissent, vivent des millions ou des milliards d’années et finissent par mourir. La masse d’une étoile, c’est-à-dire la quantité de gaz qu’elle contient, détermine sa durée de vie et son évolution.

 

Naissance d’une étoile

Les étoiles naissent dans de gigantesques nuages de gaz et de poussières : les nébuleuses ou nuages interstellaires. Ces nuages, pouponnières d’étoiles, sont formés
d’hydrogène (90%), d’hélium (9%), d’autres éléments plus rares et de poussières (1%). Leur température est très basse (-260°C) et leur densité très faible : quelques centaines
d’atomes par cm3 ; par comparaison, l’air que nous respirons compte des milliards de milliards d’atomes par cm3 !

A l’origine… une perturbation gravitationnelle, induite par le passage d’un objet céleste ou par certains phénomènes tels que l’explosion d’une supernova (voir ci-après) enclenche le processus de contraction du nuage. Une formidable force, la gravitation, rapproche les atomes de gaz et les particules de poussière. Chaque « morceau » de la nébuleuse primordiale attire les autres et est attiré par eux. Inexorablement, la gravitation rameute, rassemble, concentre le gaz froid, jusque-là dispersé dans un très grand volume.

Le nuage se comprime de plus en plus. On dit qu’il s’effondre sur lui-même, se condense. Il prend la forme d’une immense goutte vaguement sphérique. En se contractant, la goutte se met à tourner sur elle-même, toujours plus vite. Les atomes de gaz tombent de plus en plus vite vers le centre et se rapprochent tant les uns des autres que
les carambolages deviennent la règle. Conséquence de ces chocs à haute vitesse : le gaz se réchauffe et la température augmente…
A ce stade, qui n’a pas demandé un million d’années, un embryon d’étoile s’est formé : la protoétoile. Celle-ci, encore cachée dans son nuage, n’est que difficilement visible.
A ce stade, on observe des condensations de matière à proximité de gigantesques colonnes de gaz ou des zones appelées globules de Bok dont la dimension est de l’ordre de l’année lumière.

En rotation, les particules du nuage forment un sorte de disque. La protoétoile aspire sans cesse la matière de ce disque, augmentant ainsi son tour de taille, comprimant encore plus son coeur. Les chocs entre les particules deviennent si violents et la température si haute (10 millions de degrés C) qu’une chaîne de réactions, dites thermonucléaires, allume l’étoile. La mise en route de cette très puissante « chaudière », une usine nucléaire, a demandé au total quelques dizaines de millions d’années. Une étoile est née ! Elle brille et vit dans l’espace, seule ou en couple.

 

Vie d’une étoile

Au cours de sa vie, l’étoile utilise son hydrogène pour alimenter la « chaudière » en énergie (la fusion de l’hydrogène produit de l’hélium).
Durant cette phase de stabilité, l’étoile est en équilibre sous l’effet de deux forces antagonistes : la gravitation ou pesanteur qui tend à faire tomber la matière vers le centre
et la pression (rayonnement) dans le coeur de l’astre qui repousse la matière vers l’extérieur. Cet état d’équilibre va se maintenir pendant plusieurs milliards d’années, la luminosité de l’étoile étant d’un niveau presque constant. La plupart des étoiles que l’on observe, comme le Soleil, sont dans la partie stable de leur vie. On dit qu’elles sont sur la « séquence principale », période pendant laquelle elles consomment leur hydrogène en le transformant en hélium (réf. : Diagramme de Hertzsprung-Russel).

Il convient de noter que plus une étoile est massive, plus elle devra brûler rapidement son hydrogène afin d’alimenter sa chaudière et maintenir son équilibre. Ainsi les grosses étoiles vivent moins longtemps que les petites ! Le Soleil aura, à la fin de sa vie, vécu 10 milliards d’années. Une étoile géante de 35 masses solaires sera déjà au terme de sa vie après 3 millions d’années.

Mort d’une étoile

A la fin de sa vie, l’étoile a épuisé ses réserves d’hydrogène. La « chaudière » n’est plus alimentée correctement, l’équilibre vital est rompu. La gravitation prend le dessus et le coeur de l’étoile recommence à se contracter, à s’effondrer sur lui-même, à se réchauffer… C’est le signal de nouvelles réactions qui utilisent maintenant l’hélium comme « carburant ». Conséquences en cascade :
le coeur gonfle et produit toujours plus d’énergie, la chaleur augmente fortement et se répand dans toutes les couches de l’étoile. Celle-ci se dilate et devient une « géante rouge » : son diamètre est cent fois supérieur et elle brille jusqu’à mille fois plus !

Dès lors, le destin de l’étoile est lié à sa masse :
Si l’étoile est peu massive, comme celle de notre Soleil par exemple, les réserves d’hélium s’épuisent progressivement et l’astre s’effondre à nouveau. Les couches périphériques se réchauffent, se dilatent encore… L’agonie a commencé. L’étoile expulse une partie des gaz qui l’entourent, mettant à nu son coeur. Dans le dernier acte de sa vie, l’étoile n’a plus d’hélium à brûler et, se refroidissant, devient une « naine
blanche ». Quand sa taille atteint à peu près celle de la Terre, les éléments qui la constituent sont si proches les uns des autres qu’il n’est plus possible qu’elle s’effondre davantage. Un dé à coudre de cette matière pèse alors plus d’une tonne. Finalement, l’étoile complètement refroidie devient une « naine noire », morte, invisible dans les profondeurs du cosmos
.
Quant à la coquille de gaz expulsé, elle constitue une superbe « nébuleuse planétaire » qui, au fil du temps, se diluera dans l’espace, formant un nouveau nuage de gaz et de poussière, probable pouponnière de futures étoiles…

Si l’étoile est de masse élevée, supérieure à plusieurs fois celle du Soleil, sa fin de vie est plus dramatique. Cette supergéante rouge explose ! La température de ce type d’étoiles est très élevée. L’hydrogène épuisé au centre de l’étoile, celle-ci se contracte à nouveau sous l’effet de la gravitation et la température s’élève encore, atteignant plusieurs milliards de degrés. Des réactions complexes conduisent à la formation de nouveaux éléments comme le carbone, l’oxygène et divers métaux.

Le drame se prépare quand le coeur de l’étoile approche les 5 milliards de degrés. La température est telle que le noyau stellaire, à la façon d’une balle de caoutchouc trop comprimée, se dilate en une fraction de seconde, provoquant une formidable explosion, brillante comme plusieurs centaines de millions de soleils : c’est une supernova.
La matière de l’étoile éjectée lors de l’explosion forme une nébuleuse en expansion qui se disperse progressivement dans l’espace.

Après la supernova, dont la luminosité décline inexorablement, reste le coeur très dense de l’étoile. Selon la masse de l’étoile, son noyau donnera une étoile à neutrons ou un trou noir.

L’étoile à neutrons est un objet d’environ 20 km de diamètre qui tourne très rapidement sur lui-même. La densité est si colossale que les atomes sont détruits
et que ne subsistent que des neutrons. Un cm3 de matière pèse ici près d’un million de tonnes ! Les étoiles à neutrons sont détectables sous forme de « pulsars », sources de rayonnements radioélectriques captés sur Terre (impulsions sonores périodiques très brèves).

Au centre de ce rémanent de supernova se trouve
un pulsar qui tourne sur lui-même 30 fois par seconde.
Le trou noir est une région de l’espace dont la force de gravitation est si intense que rien, pas même
la lumière, n’en peut sortir ! La théorie prévoit que le trou noir résultant d’une supernova est de petite
taille et extrêmement dense ; ainsi, pour une masse de 4 fois la masse du Soleil, leur diamètre est de
l’ordre de 24 km seulement. Faute d’être observable, le trou noir peut être décelé indirectement par
les effets qu’il produit sur son environnement (étoiles proches par exemple).
Naissance, vie et mort des étoiles : résumé