Les étoiles, de la naissance à la mort

Les étoiles naissent et meurent. Notre Soleil est né il y a quelque 4,5 milliards d'années et en est à peu près à la moitié de son existence. Cette page propose un aperçu illustré de la vie des étoiles.

La naissance...

Nuage sombre Barnard 68

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 globule de Bok. 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. Il n'est pas absolument opaque : il laisse filtrer un peu du rayonnement d'étoiles de l'arrière-plan, non sans en avoir absorbé une grande part et avoir diffusé la lumière bleue davantage que la lumière rouge. Ce phénomène est à l'origine du rougissement des étoiles. Il s'agit d'une image en « fausses couleurs » : trois images sont prises à travers des filtres colorés et utilisées comme les composantes bleue, verte et rouge d'une image en trichromie. Ici, les images de départ ont été obtenues toutes les trois dans l'infrarouge (à 1,25 µm de longueur d'onde pour la composante rendue en bleu dans l'image en fausses couleurs, 1,65 µm pour la composante verte et 2,16 µm pour la composante rouge). Crédit : European Southern Observatory.

Ces deux images présentent le même globule de Bok, mais ont été obtenues dans des couleurs différentes. À gauche, combinaison d'images prises en bleu (0,44 µm), vert (0,55 µm) et proche infrarouge (0,90 µm). À droite, combinaison d'images prises en bleu (0,44 µm), proche infrarouge (0,85 µm) et infrarouge lointain (2,16 µm). La diffusion de la lumière par les poussières étant moins efficace aux plus grandes longueurs d'onde (du bleu vers le rouge, puis l'infrarouge), les étoiles de l'arrière-plan ne sont décelables que dans le domaine infrarouge. Crédit : European Southern Observatory.

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. (En réalité, il n'est pas nécessaire que les protons possèdent une énergie cinétique supérieure à la barrière de potentiel qui les sépare ; ils parviennent à la traverser même en n'ayant pas tout à fait l'énergie suffisante par un mécanisme quantique appelé de façon très imagée l'effet tunnel.)
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 :

Détail de la nébuleuse de l'Aigle

L'allumage des réactions de fusion thermonucléaire n'intervient pas simultanément pour toutes les étoiles. Dans leur jeunesse, les premières étoiles nées émettent un intense rayonnement qui exerce une pression sur le reste du nuage et balaie le gaz ténu sur son passage. Ce mécanisme constitue la photo-érosion. Cependant, les globules denses où se prépare la formation d'autres étoiles sont des obstacles qui mettent les régions situées derrière eux à l'abri de l'érosion et de leur rayonnement, donnant lieu à des colonnes sombres qui sont visibles sur cette image. Ces structures rappellent les « demoiselles coiffées » connues des géologues. Crédit : Space Telescope Science Institute (STScI, NASA).

Détail de la nébuleuse d'Orion

Le coeur de la nébuleuse d'Orion est une région de formation stellaire active. L'image en haute résolution permet d'apercevoir quelques globules gazeux denses qui, chacun, protège encore de la photo-érosion le résidu de son nuage, ainsi que des disques protoplanétaires. Crédit : Space Telescope Science Institute (STScI, NASA).

Disques protoplanétaires

En vertu de la loi de conservation du moment angulaire, au cours de la contraction, les mouvements internes du nuage finissent par imprimer un mouvement global de rotation au globule protostellaire. Avant de s'agglomérer sur la future étoile, la matière forme un disque autour d'elle. Ce disque plus dense que le milieu environnant est sombre. C'est en son sein que de petits corps, des planètes, pourront se former par agglomération des poussières et du gaz. Un tel disque est appelé pour cette raison un disque protoplanétaire. Cependant, une partie de la matière située à la frontière interne du disque est éjectée par les pôles pour former des jets caractéristiques de ce type d'objets. Crédit : Space Telescope Science Institute (STScI, NASA).

Objets de Herbig-Haro

Découverts au début des années 1950 par Herbig et Haro, ces petits objets nébuleux ont d'abord été pris pour des sites de formation stellaire. Il s'est ensuite avéré qu'ils possèdent des vitesses atteignant quelques centaines de kilomètres par seconde. On sait maintenant qu'il s'agit de lobes de matière éjectée par les pôles d'étoiles jeunes, âgées de quelques milliers d'années seulement, et qui est chauffée par des ondes de choc créées par les jets de matière provenant de ces étoiles. Crédit : Space Telescope Science Institute (STScI, NASA).

Planètes extrasolaires

L'existence d'une planète appartenant à une autre étoile que le Soleil (planète extrasolaire) a été mise en évidence pour la première fois en 1995, autour de l'étoile 51 Pégase. Par la suite, des planètes ont été détectées autour d'autres étoiles, notamment l'étoile upsilon Andromède (carte de localisation ci-contre ; la tache ovale près du bord droit de l'image est la grande galaxie d'Andromède). L'existence de planètes extrasolaires peut actuellement être tenue pour certaine. En effet, non seulement des critères statistiques établis sur les observations l'indiquent, mais en outre il a été possible d'observer dans certains cas la chute d'éclat de l'étoile occasionnée par le passage d'une planète devant son disque (transits photométriques) ; ces observations permettent notamment de préciser les dimensions de l'astre occulteur, qui se sont révélées être compatibles avec celles d'une planète. Dans le système solaire, les planètes se répartissent en deux groupes : celui des planètes telluriques, plus proches du Soleil, et celui des planètes géantes gazeuses, plus éloignées. Cette configuration n'est cependant pas une généralité. En effet, parmi la cinquantaine de systèmes planétaires extrasolaires connus, il semble que dans la moitié des cas de grosses planètes soient plus proches de leur étoile que ne l'est Jupiter du Soleil ; celles-ci ont été baptisées des « Jupiters chauds ». Ces observations remettent en cause les théories proposées jusqu'à présent pour expliquer la formation du système solaire, car, selon celles-ci, la constitution de planètes géantes gazeuses n'est possible que loin de l'étoile. Image reproduite avec l'aimable autorisation de Till Credner, AlltheSky.com.

La jeunesse...

Nébuleuse de la Rosette et amas d'étoiles

Les étoiles nées de la contraction d'un nuage interstellaire sont groupées dans l'espace. Selon le nombre d'étoiles présentes, elles forment une structure appelée association ou amas ouvert (encore appelé amas galactique, car ces formations sont situées dans le disque de la Galaxie). Les résidus du nuage sont éclairés par les étoiles jeunes et se dispersent petit à petit dans l'espace. Crédit : National Optical Astronomy Observatory / Association of Universities for Research in Astronomy / National Science Foundation.

Amas ouvert M 7

Lorsque la nébuleuse s'est diluée dans l'espace, il ne reste plus que l'association ou l'amas ouvert. Sous l'effet des perturbations gravitationnelles qu'elles exercent mutuellement, les étoiles d'une association finiront par s'en échapper une à une. Par contre, s'il n'est pas exclu qu'il perde des étoiles, un amas ouvert constitue un système beaucoup plus lié qui résiste à la dislocation. L'amas ouvert M 67 est un des plus âgés : il atteint 3,9 milliards d'années. Crédit : National Optical Astronomy Observatory / Association of Universities for Research in Astronomy / National Science Foundation.

Amas double de Persée

Les deux membres de l'amas double de Persée (ainsi baptisé car il est situé dans la direction de cette constellation) possèdent à peu près le même âge : 5,6 et 3,2 millions d'années. Ils sont aussi situés quasiment à la même distance de la Terre : 7100 et 7400 années de lumière. De plus, ils possèdent des vitesses radiales (composante le long de la ligne de visée) presque identiques : 22 et 21 km/s. Tout porte donc à croire que les étoiles qui les constituent sont nées à partir de la contraction d'un seul nuage interstellaire qui, très tôt au cours du processus, s'est scindé en deux. Crédit : National Optical Astronomy Observatory / Association of Universities for Research in Astronomy / National Science Foundation.

Amas M 67

L'amas ouvert M 67 est l'un des plus âgés connus, avec 3,9 milliards d'années (presque l'âge du Soleil). Malgré cela, les quelque 500 étoiles qui le composent sont demeurées groupées dans un volume de 12 al de diamètre. Il est situé à une distance de 2 500 al. Crédit : Nigel Sharp, Mark Hanna, National Optical Astronomy Observatory / Association of Universities for Research in Astronomy / National Science Foundation.

La maturité...

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.
On pourrait imaginer que cette alternance entre phases de contraction gravitationnelle et phases de fusion nucléaire de noyaux de plus en plus lourds se poursuive indéfiniment et assure à l'étoile de toujours trouver des ressources énergétiques lui permettant de résister à l'effondrement. Deux raisons majeures s'y opposent, qui conduiront à deux destins très différents...  :

• la naine blanche (étoiles de masse initiale inférieure à ~8 masses solaires) ;
• la supernova (étoiles de masse initiale supérieure à ~8 masses solaires).

La fin d'une étoile peu massive...

La contraction gravitationnelle d'une étoile peu massive (< 8 masses solaires) ne parvient pas à produire des températures très élevées au centre. Après les réactions de fusion de l'hydrogène en hélium, celles de l'hélium en carbone pourront avoir lieu. Après épuisement de l'hélium, une pression de nature quantique (dégénérescence du gaz d'électrons qui n'obéit plus à la loi des gaz parfaits) empêche la matière de se contracter et donc la température d'atteindre une valeur suffisante pour provoquer l'allumage des réactions de fusion du carbone.
Simultanément, l'enveloppe de l'étoile se répand dans le milieu interstellaire en un « vent stellaire » animé de vitesses de l'ordre d'une dizaine de kilomètres par seconde. Le phénomène culmine par l'éjection des dernières couches de l'enveloppe à des vitesses beaucoup plus élevées lors de la phase de nébuleuse planétaire.
Seule subsistera la partie centrale de l'étoile, très chaude, émettant un rayonnement ultraviolet très intense qui illuminera le gaz de la nébuleuse planétaire.
Les quelques exemples de nébuleuses planétaires ci-dessous montrent que leur structure n'est pas nécessairement à symétrie sphérique. Les étoiles sont en rotation, elles possèdent un champ magnétique et le gaz nébulaire est un plasma ; leur interaction est complexe. Dans chaque cas, l'étoile arrivée en fin de vie est visible au centre de sa nébuleuse : on l'appelle naine blanche à ce stade.
Après quelques milliers ou dizaines de milliers d'années, la nébuleuse elle-même se sera dispersée dans l'espace et ne sera plus visible. À plus long terme, l'étoile centrale deviendra un astre de plus en plus froid et de moins en moins lumineux, rayonnant dans des longueurs d'ondes de plus en plus grandes et, finalement, un astre « éteint », une naine noire.
Il faut noter que la désignation de nébuleuse planétaire ne traduit aucun lien avec une structure liée aux planètes ou à leur formation. Elle trouve sont origine dans le fait que ces nébuleuses peuvent prendre l'aspect de disques relativement réguliers, qu'on a pu confondre avec ceux des planètes. Les progrès effectués tant dans la conception et la réalisation d'instruments d'observation que dans notre connaissance de l'évolution stellaire ont définitivement éliminé une telle interprétation.

Nébuleuse planétaire Abell 39

	La symétrie sphérique de cette nébuleuse est remarquable. Crédit : National Optical Astronomy Observatory / Association of Universities for Research in Astronomy / National Science Foundation.

Nébuleuse planétaire Dumbbell

	Crédit : National Optical Astronomy Observatory / Association of Universities for Research in Astronomy / National Science Foundation.

Nébuleuse planétaire OEil de Chat

	Crédit : Space Telescope Science Institute (STScI, NASA).

Nébuleuse planétaire Sablier (Hourglass)

	Crédit : Space Telescope Science Institute (STScI, NASA).

Nébuleuse planétaire Esquimau

	Crédit : Space Telescope Science Institute (STScI, NASA).

La fin d'une étoile massive...

La courbe ci-contre montre comment l'énergie moyenne de liaison par nucléon (E/A) dans un nucléide dépend de son nombre de masse. On remarque qu'elle est maximale pour les nucléides dont le nombre de masse est proche de A ~ 56, ce qui correspond aux éléments voisins du fer (fer, cobalt, nickel). Les réactions de fusion nucléaire (entre deux noyaux identiques) ne sont exothermiques que si les noyaux formés se situent avant ou sur ce « pic ». Lorsqu'une étoile en est arrivée à se fabriquer un coeur de fer, il n'existe désormais plus pour elle de ressource ultérieure d'énergie thermonucléaire. Une fois ce stade atteint, la gravitation l'emporte donc irrésistiblement et conduit à l'effondrement de l'étoile sur elle-même. Les couches extérieures tombent sur le coeur, dont la masse volumique atteint celle des nucléons eux-mêmes. Le noyau n'est plus formé que de neutrons et la matière en chute rebondit violemment sur lui, provoquant l'éjection de l'enveloppe de l'étoile à une vitesse de plusieurs milliers de kilomètres par seconde. C'est le phénomène de supernova (type II). Le coeur de l'étoile subsiste sous la forme soit d'une étoile à neutrons (ou pulsar) soit d'un trou noir, selon que la masse initiale de l'étoile était inférieure ou supérieure à une trentaine de masse solaires. Crédit : L. Zimmermann.

Complexe êta Carinae

Voici 150 ans, l'étoile êta Carinae a connu un sursaut d'éclat qui l'a portée temporairement au rang des étoiles les plus brillantes du ciel. Cet événement a conduit à la formation de deux lobes et d'un mince disque équatorial. Elle semble être en fin de vie et, avec une masse environ 100 fois plus grande que le Soleil, elle pourrait bien être la prochaine supernova à exploser dans notre voisinage. Crédit : National Optical Astronomy Observatory / Association of Universities for Research in Astronomy / National Science Foundation.

Cette image montre la partie centrale du complexe. Crédit : Space Telescope Science Institute (STScI, NASA).

Supernova SN 1987A

L'explosion d'une étoile en supernova accroît considérablement son éclat durant quelques jours à quelques semaines. Dans son état initial, elle n'est même pas visible à l'oeil nu, mais le devient lorsque se produit l'explosion. Un observateur a donc l'impression de voir une « nouvelle » étoile apparaître dans le ciel et, qui plus est, très brillante ; de là le nom de supernova donné à ces étoiles. On voit ici une comparaison entre la supernova SN 1987A, apparue dans le Grand Nuage de Magellan en février 1987, vers l'époque de son maximum d'éclat, et l'étoile avant qu'elle n'explose (flèche). Il s'agit de la dernière supernova en date à avoir été visible à l'oeil nu, la précédente étant celle de 1604 (Kepler) apparue près de la frontière entre les constellations d'Ophiucus et du Scorpion. Image reproduite avec l'aimable autorisation de D. Malin, AAO, http://www.aao.gov.au/images/index.html

Nébuleuse du Crabe

En 1054 une supernova a été visible, même en plein jour, comme le relatent les annales astronomiques chinoises. À cette époque, on ignorait évidemment l'explication du phénomène. Actuellement, à l'endroit où elle est apparue dans la constellation du Taureau, on peut observer ce qu'il en reste : son rémanent. Connaissant les dimensions angulaires et la distance de l'objet, on peut calculer sa taille réelle. Et puisqu'on sait quand elle a explosé, on peut déterminer la vitesse à laquelle la matière a été éjectée dans l'espace : de l'ordre de 10 000 km/s. On voit au centre de la nébuleuse le résidu de l'étoile : c'est une étoile à neutrons apparaissant sous la forme d'un pulsar. Le pulsar est une étoile à neutrons en rotation rapide possédant un fort champ magnétique qui se comporte à l'instar d'un phare marin. La Terre est balayée par le faisceau du pulsar du Crabe toutes les 33 millisecondes. Crédit : National Optical Astronomy Observatory / Association of Universities for Research in Astronomy / National Science Foundation.

La Dentelle du Cygne

Longtemps après l'explosion de la supernova, le rémanent finit par se disperser dans l'espace. Les Dentelles du Cygne sont tout ce qu'il reste de l'explosion d'une supernova survenue il y a environ 150 000 ans. Les deux images montrent les parties est et ouest de ce rémanent. Lors d'une telle l'explosion, des neutrons sont produits en grande quantité. Des captures successives de neutrons par les noyaux des éléments du groupe du fer, puis par les noyaux ainsi formés, synthétisent de proche en proche l'ensemble des éléments plus lourds. En fait, l'explosion d'une supernova est la seule circonstance au cours de laquelle des réactions synthétisant des éléments aussi lourds que le thorium et l'uranium sont possibles. En se dispersant dans l'espace, les rémanents de supernovae enrichissent le milieu interstellaire en éléments lourds, qui seront incorporés dans les étoiles de la génération suivante et les planètes qui les entoureront peut-être. Crédit : National Optical Astronomy Observatory / Association of Universities for Research in Astronomy / National Science Foundation.

Classification des étoiles

Les types spectraux

L'observation des étoiles à l'oeil nu permet de constater qu'elles présentent des couleurs, quoique assez peu marquées. Ces teintes sont directement liées à leurs températures superficielles : des plus chaudes aux plus froides, les teintes passent continûment du bleuté à l'orangé. L'analyse spectrale de la lumière d'une étoile (mesure du flux lumineux en fonction de la longueur d'onde) permet une étude objective et quantitative. Les spectres stellaires présentent globalement une distribution continue ; ceci nous apprend que leur lumière est émise par un gaz chaud. Cette distribution suit grosso modo une distribution de Planck (corps noir). La couleur dans laquelle se situe le maximum de la distribution fixe la teinte dominante de l'étoile (loi de Wien). D'autre part, par ajustement d'une courbe de Planck théorique à la distribution observée, on détermine la valeur de la température superficielle de l'étoile : quelques dizaines de milliers de degrés pour les étoiles les plus bleues, mais seulement deux ou trois mille degrés pour les étoiles les plus rouges. Une si grande disproportion entre les températures influence les caractéristiques physiques du gaz stellaire de façon notable, en particulier en ce qui concerne l'état d'ionisation des diverses espèces atomiques présentes. Celui-ci se reflète sur la manière dont les raies des différents atomes et ions se manifestent dans le spectre de l'étoile. Aussi l'analyse des raies qui y sont présentes permet-elle de déterminer avec exactitude la température superficielle de l'étoile. La classification par température continue à faire usage des types spectraux introduits par Secchi en 1878. Des plus élevées au plus basses, ce sont les types O, B, A, F, G, K, M. On cite souvent à leur sujet la petite phrase mnémotechnique en anglais : « Oh Be A Fine Girl, Kiss Me ». La correspondance entre type spectral et température superficielle est la suivante : Type spectral Température superficielle (K) O > 25 000 B 11 000 - 25 000 A 7 500 - 11 000 F 6 000 - 7 500 G 5 000 - 6 000 K 3 500 - 5 000 M < 3 500 Actuellement, chaque type est subdivisé en dix sous-types. Le Soleil, par exemple, appartient au type G2, avec une température superficielle proche de 5 800 degrés. L'illustration ci-dessus présente des spectres stellaires caractéristiques des différents types entre 400 et 700 nm de longueur d'onde. Crédit : National Optical Astronomy Observatory / Association of Universities for Research in Astronomy / National Science Foundation.

Le diagramme de Hertzsprung-Russell

Le diagramme de Hertzsprung-Russell (H.-R. en abrégé) est un outil fondamental pour l'astrophysique moderne. Il s'agit d'une classification des étoiles à deux paramètres : la luminosité absolue (exprimant la puissance lumineuse rayonnée par l'étoile) et la température superficielle. Dans la pratique, la luminosité absolue (L) est remplacée par la magnitude absolue (M) qui n'est autre qu'une fonction linéaire décroissante du logarithme de la luminosité de l'étoile : M = -2,5 log L + C où C est une constante. Il s'ensuit qu'à un rapport de luminosité égal à 100 correspond une différence de magnitude égale à -5. D'autre part, la température superficielle est remplacée par un indice de couleur. Comme son nom l'indique, il s'agit d'une indication de la couleur de l'étoile ; il correspond à la différence de magnitude observée à travers un filtre bleu et un filtre vert (indice B - V). Une étoile chaude (types O, B) apparaît plus lumineuse dans le domaine bleu que dans le domaine vert-jaune ; par conséquent sa magnitude B est plus petite que sa magnitude V et la différence B - V est négative. C'est le contraire pour une étoile froide (types A, F, G, K, M). On observe que les points figuratifs des étoiles ne se disposent pas au hasard dans le diagramme H.-R., mais qu'ils se groupent essentiellement au voisinage d'une diagonale descendante, la série principale, et d'un court segment de diagonale montante, la branche des géantes rouges. Quelques points se trouvent dans la partie inférieure gauche du diagramme ; ils figurent les étoiles naines blanches. Les étoiles les plus grosses se trouvent dans la partie supérieure droite du diagramme H.-R. : dans la partie supérieure, car, de deux étoiles ayant le même indice de couleur, et donc rayonnant la même puissance lumineuse par unité de surface, celle qui présentera la surface la plus étendue, donc le plus grand diamètre, sera la plus lumineuse ; dans la partie droite, car, de deux étoiles ayant la même luminosité, celle qui est la plus froide et qui possède le plus grand indice de couleur doit présenter une surface plus étendue pour compenser la moindre puissance lumineuse qu'elle rayonne par unité de surface. Schématiquement, les étoiles de la série principale sont celles qui tirent leur énergie de la fusion centrale de l'hydrogène en hélium, tandis que les étoiles de la branche des géantes sont celles qui la tirent de la fusion de l'hélium en carbone. Les naines blanches sont les résidus d'étoiles peu massives qui ont épuisé leurs ressources nucléaires et qui sont passées par le stade de nébuleuse planétaire. Crédit : European Space Agency (ESA).

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