Par Fleur Olagnier. Le 1er décembre 2017

Par une belle nuit, le ciel au-dessus de nos têtes recèle jusqu’à 3000 étoiles observables à l’œil nu. Notre galaxie, la Voie lactée, en héberge elle des centaines de milliards. Mais finalement, qu’est-ce qu’une étoile ? Zoom sur la nature et l’évolution de ces astres scintillants qui rendent magique le ciel nocturne.

Qu’est-ce qu’une étoile ?

Une étoile est un immense globe de gaz chaud en combustion qui se caractérise par trois paramètres simples : masse, luminosité et couleur. La masse d’une étoile correspond à la quantité de matière qu’elle renferme. C’est le carburant qu’elle va brûler tout au long de sa vie et ainsi la faire briller. Une étoile possède donc une luminosité qui lui est propre. Elle traduit le rythme auquel les réserves de carburant sont dépensées. Finalement, le rapport entre masse et luminosité exprime la durée de vie de l’étoile – plus une étoile est massive, plus elle évolue rapidement.

À noter qu’une étoile brille, mais ne scintille pas. Elle émet un rayonnement continu et ce sont les perturbations de notre atmosphère terrestre qui donnent l’illusion d’un scintillement.

D’autre part, la couleur correspond à la température externe de l’astre. Elle varie du rouge, pour les étoiles les plus froides, au bleu pour les plus chaudes. En effet, comme dans la flamme d’une gazinière, la partie bleue a la température la plus élevée.

On distingue bien les différentes catégories d’étoiles sur le diagramme ci-contre, où elles sont représentées en fonction de leur luminosité et de leur température. Bien connu des astrophysiciens, ce diagramme dit d’Hertzsprung-Russel (H-R), montre les différents stades d’évolution des étoiles sous forme de branches. Au cours de sa vie, une étoile passe d’une branche à l’autre. Elle reste la majeure partie de sa vie sur la « séquence principale », avant de se transformer en géante, supergéante ou naine blanche (voir plus loin).

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Le diagramme H-R montre la luminosité des étoiles en fonction de leur température. Sur celui-ci en particulier, on peut voir les étoiles les plus connues de notre galaxie. Leur position sur les différentes branches ‘main sequence’ (séquence principale), ‘giants’ (géantes), ‘supergiants’ (supergéantes) et ‘white dwarfs’ (naines blanches) correspond à leur stade d’évolution.
crédit: ESO
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Sur cette image du télescope spatial Hubble (Nasa/Esa), on assiste à la naissance de l’étoile S106 IR. Elle est au centre de l’image, au milieu du nuage de gaz et de poussières en forme de « sablier ». Cette région de formation d’étoiles appelée S106 se trouve dans la constellation du Cygne.
crédit: NASA/ESA

Les pouponnières d’étoiles

Des étoiles se forment en ce moment même dans notre Galaxie, et dans les autres galaxies de l’Univers. Elles naissent en groupe, à partir de l’effondrement gravitationnel d’un nuage de gaz, de molécules et de poussières. Cette dense pouponnière d’étoiles se contracte et des fragments de matière se compriment, s’échauffent et rapetissent en son sein, formant ainsi des « cœurs protostellaires ».

Puis, ces protoétoiles se contractent à leur tour et la température grimpe... Jusqu’au seuil fatidique où des réactions de fusion thermonucléaire s’enclenchent ! Des étoiles sont nées. Chacune grossit ensuite en captant de la matière et s’entoure d’un disque d’accrétion. Des agrégats de poussière appelés planétésimaux, puis des planètes vont s’y former, donnant naissance à autant de systèmes solaires.

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Réactions thermonucléaires

Une étoile se distingue par sa source d’énergie interne : les réactions de fusion thermonucléaire qui se produisent dans son cœur. Ce sont elles qui la font briller.

Après l’effondrement gravitationnel de la nébuleuse, la protoétoile est initialement homogène et se compose d'environ 70 % d'hydrogène et 28 % d'hélium, plus de faibles traces d’autres éléments. Au centre de l’étoile, les conditions de pression et de température sont extrêmes. Alors, quand la température atteint 10 millions de degrés, le processus de fusion nucléaire commence à transformer l’hydrogène en hélium dans le cœur. Près de 90 % des étoiles du cosmos brillent ainsi en brûlant leur hydrogène. En effet, comme les étoiles sont composées majoritairement de ce gaz, elles disposent d'une grande quantité de carburant. C’est pourquoi les étoiles passent la plus grande partie de leur existence dans cette phase de combustion de l'hydrogène, qui correspond à la séquence principale du diagramme H-R.

De plus, la structure de l’astre résulte du délicat équilibre qui s’instaure entre deux forces opposées. D’une part, la pression interne provient de la chaleur dégagée par les réactions nucléaires et tend à dilater l’atmosphère de l’étoile. D’autre part, la gravité agit dans le sens d’une contraction.

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Les noyaux d’hydrogène s’unissent pour former un noyau d’hélium plus lourd.
crédit: villa maria
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La nébuleuse planétaire de la Rosette, dans la constellation de la Licorne.

Quand l’hydrogène vient à manquer

La fusion de l’hydrogène s’arrête, le cœur se contracte et l’atmosphère se dilate. L’étoile devient alors une géante rouge et change donc de branche dans le diagramme H-R. La température du noyau monte jusqu’à 100 millions de degrés et c’est la fusion de l’hélium en carbone et en oxygène qui démarre. Ce stade de géante rouge est bref: par exemple, le Soleil ne devrait rester que 130 millions d'années dans cet état, contre 10 milliards d’années à fusionner l'hydrogène.

L’étoile, devenue instable et variable, souffle ensuite littéralement son atmosphère dans l’espace. C’est le stade dit de la nébuleuse planétaire (appelée ainsi car les premiers objets de ce type découverts ont été confondus avec des planètes). Au centre, un cœur incandescent subsiste, la naine blanche. Cet astre d’une taille similaire à la Terre mais de la masse du Soleil, est caractérisé par son énorme de densité d’une tonne par centimètre-cube. Une cuillère à café d’une telle substance pèserait autant… qu’une voiture sur Terre ! Or, si la masse de la naine blanche dépasse 1,44 fois celle du Soleil, elle s’effondre sous l’effet de son propre poids. Sinon, elle luit pendant des milliards d’années avant de s’éteindre… en naine noire.

Le destin d’une étoile dépend de sa masse. Les étoiles entre 0,5 et 8 fois la masse du Soleil achèveront donc leur existence en une élégante nébuleuse planétaire irisée, illuminée par le rayonnement de la naine blanche centrale. Les étoiles de moins d’une demi-masse solaire, elles, déclinent en simple naine blanche enrichie en hélium. À noter qu’il existe aussi des naines jaunes et rouges.

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Et les étoiles massives ?

Les étoiles dont la masse est comprise entre 8 et 25 masses solaires évoluent rapidement en géante bleue, puis en supergéante rouge. Pendant cette phase, la combustion des éléments chimiques se poursuit par étapes jusqu’à synthétiser le silicium et le fer. L’astre présente alors une structure en pelure d’oignon. Le fer est au centre, surmonté d’éléments de plus en plus légers, jusqu’à l’hélium et l’hydrogène dans l’atmosphère.

L'ensemble des réactions nucléaires qui se produisent à l'intérieur des étoiles est appelé nucléosynthèse stellaire, et nous y consacrerons un article très prochainement.

animation pulsar nébuleuse du Crabe
La nébuleuse du Crabe correspond au vestige d’une supernova historique, observée par les Chinois en 1054 dans la constellation du Taureau. Dans cette animation, elle est observée dans différentes longueurs d’ondes (radio, infrarouge, lumière visible, ultraviolet, rayons X, rayons gamma). Au centre, on peut voir le pulsar du Crabe : cette étoile à neutrons qui tourne très vite sur elle-même perturbe le gaz environnant de la nébuleuse avec ses jets d’émission électromagnétique.
crédit: JPL/NASA

Or, le fer est l’élément le plus stable de la nature. Sa fusion pour générer des noyaux plus gros et complexes comme le plomb ou l’uranium consomme donc de l’énergie au lieu d’en produire. Une fois le cœur de fer formé, la pression de radiation n’est donc plus suffisante pour compenser la gravitation, et le cœur de l’étoile s’effondre sur lui-même. L'énergie dégagée par les couches intérieures de l’étoile - pelures d’oignon - tombant vers le centre crée alors une onde de choc qui souffle les couches extérieures en une violente et spectaculaire explosion : la fameuse supernova. Pendant quelques jours, elle brille davantage que la galaxie qui l’héberge...

Mais que reste-il après la supernova ? D’abord, une structure filamentaire appelée nébuleuse d’émission, qui évoque de la dentelle et se constitue des restes de matière issus de la violente explosion de l’étoile. Pour une étoile de masse initiale comprise entre 8 et 25 masses solaires, il se forme au centre de cette nébuleuse une étoile à neutrons, constituée uniquement de neutrons agglutinés, de typiquement 10 kilomètres de diamètre. Elle présente la densité inouïe d’un milliard de tonnes par centimètre-cube. Cette fois-ci, une cuillère à café de sa substance pèserait autant... qu’une montagne sur notre planète. Parfois, cette étoile à neutrons tourne très rapidement sur elle-même et émet un fort rayonnement électromagnétique : elle se nomme alors pulsar.

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La Voie lactée, notre galaxie, en Provence

Nous sommes tous des poussières d’étoiles

Enfin, pour les étoiles dont la masse dépasse 25 fois celle de notre Soleil, il se forme bien une étoile à neutrons. Mais sa masse est trop élevée pour que la pression des neutrons ne contrebalance la gravitation. L’astre résiduel ultra-dense s’effondre donc sur lui-même et engendre la création... d’un trou noir.

Toutes les étoiles, en mourant, rejettent dans l’espace les éléments synthétisés en leur cœur tout au long de leur vie. Des noyaux atomiques de plus en plus lourds et sophistiqués sont créés. Partout, l’univers gagne en complexité et par endroit, les conditions sont réunies pour que les réactions qui mènent aux molécules se déclenchent. Les molécules aboutissent aux cellules, puis aux neurones intelligents… Voilà pourquoi tous les écoliers du monde apprennent que chaque atome de leur corps est une précieuse "poussière d’étoile".

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