Etoile

Naissance et mort des étoiles

Dans l'espace, un nuage formé de gaz et de poussières peut se condenser. Cette agglomération de matière interstellaire s'accompagne alors d'une forte hausse de température. Ceci permet ensuite à des atomes simples (comme l'Hydrogène et l'Hélium) de fusionner. Ce processus de fusion thermonucléaire devient possible lorsque la matière atteint des millions de degrés. Des atomes plus lourds et plus complexes apparaissent alors. Cette réaction dégage énormément d'énergie. Cette énergie se disperse, entre autres, sous forme de lumière. Il se pourrait bien que ce soit ainsi qu'une étoile se forme. Mais, la quantité de combustible d'une étoile n'est pas infinie. Ainsi, l'étoile finit par mourir car elle n'a plus la possibilité de synthétiser de nouveaux éléments. Suivant la grandeur de l'étoile, cette mort peut être de nature différente :

Les plus massives explosent et expulsent des éléments lorsque leur enveloppe externe se dilate (phénomène dit de supernova). Le reste de l'étoile centrale va se contracter et former des "boules" très petites et très denses. Ce sont des étoiles à neutrons ou éventuellement des trous noirs.

Les autres, comme par exemple le Soleil, commencent par se dilater. Elles foment alors une étoile géante (souvent rouge). Ensuite, elles expulsent de la matière et leur centre se recontracte. Finalement, elles forment des étoiles naines (souvent blanches). Ces naines blanches sont approximativement de la taille de la Terre. Elles brillent faiblement tout en se refroidissant.

On estime que le Soleil peut briller normalement encore pendant environ 5 milliards d'années! Or on pense qu'il vit déjà depuis à peu près le même temps. Il aurait ainsi accompli la moitié de sa vie (comme étoile stable. Les premiers et derniers instants de la vie d'une étoile ne font pas partie de sa phase de stabilité).

La distance des étoiles

Celle-ci est, on s'en doute, difficile à déterminer. Connaître la distance des objets célestes est pourtant essentiel si l'on veut les étudier, les comparer l'un à l'autre : de deux étoiles qui présentent à l'oeil le même éclat, l'une peut être beaucoup plus lointaine que l'autre, mais intrinsèquement beaucoup plus brillante.

Pour les étoiles les plus proches, on peut employer une méthode trigonométrique; on construit un triangle dont la base est constituée par le rayon de l'orbite terrestre (environ 150.10⁶ km), et dont le sommet opposé s'appuie sur l'étoile en question.

Il reste à mesurer les deux angles à la base, c'est à dire pratiquement à déterminer les directions légèrement différentes dans lesquelles on voit l'astre à trois mois d'intervalle. Une relation trigonométrique simple permet alors de calculer les deux côtés, et donc la distance de l'étoile. L'angle au sommet de ce triangle est malheureusement très voisin de zéro. Même pour l'étoile la plus proche de nous (Proxima, une des composantes de l'étoile triple Alpha du Centaure), cet angle n'atteint même pas une seconde d'arc.

Or si on considère par exemple une étoile hypothétique telle que cet angle au sommet p (qui s'appelle la parallaxe de l'étoile, angle sous lequel, de l'étoile, on voit le rayon r de l'orbite terrestre) vaille exactement une seconde d'arc ou 1/206265 radian, la distance d de cette étoile est alors par définition de 1 parsec (le parsec, d'abréviation pc, est l'unité de distance de l'astronomie extragalactique) soit environ 206265 fois 150.10⁶ km, soit 3,1.10¹³ km, c'est à dire trois années-lumière. Les étoiles sont TRES LOIN ! Proxima Centauri est à environ quatre années-lumière de nous...

La masse des étoiles

Elle s'évalue par l'étude des mouvements orbitaux des étoiles doubles. La loi de la gravitation et les lois de Képler qui en découlent lient en effet la période du mouvement orbital, la dimension des orbites et la somme des masses des deux composantes d'un système : M_centrale = (4π²a³)/(G.P²)  dans le cas d'une masse négligeable tournant en un temps P sur une orbite de dimension a autour d'une masse centrale M_centrale (cas d'une planète en orbite autour d'une étoile) et  M_tot = (4π²a_tot³)/(G.P²)  dans le cas de deux masses comparables de somme M_tot tournant sur des orbites de dimension totale a_tot (cas d'une étoile double). Le premier cas permet de déterminer la masse du Soleil à partir des caractéristiques de l'orbite de n'importe laquelle de ses planètes; ceci est malheureusement inapplicable aux étoiles autres que le Soleil. Le second cas donne la somme des masses des deux composantes d'une étoile double, à condition qu'on en connaisse la distance (puisqu'il faut connaître a_tot, qui se déduit de sa dimension angulaire et de sa distance). On trouve ensuite les masses respectives des deux composantes si on mesure leurs distances relatives au centre du système, qui sont inversement proportionnelles à ces masses.

Quand une étoile est isolée, on ne peut que raisonner par similitude : on trouve une étoile de même caractéristiques spectrales dont on connaisse la masse, et on suppose que les deux étoiles ont la même masse...

Les masses des étoiles s'échelonnent entre 0,08 masse solaire et une soixantaine de masses solaires. En dessous de 0,08 l'objet n'arrive pas à s'allumer, et reste une naine brune. Au-dessus de 60, l'étoile est complètement instable, et se détruit très vite.

Leur source d'énergie

Le Soleil est, d'évidence, une source considérable d'énergie; sur chaque m², hors de l'atmosphère, il envoie environ 1 kW. Dans toute la sphère centrée sur le Soleil et de rayon la distance Soleil-Terre, il envoie donc 1000 x 4 x pi x (150.10⁹)² soit environ 2,8.10²⁶ W ! D'où tire-t-il cette énergie ?

La première hypothèse était celle d'une combustion; mais la masse du Soleil, en supposant qu'il soit constitué de carbone pur, ne lui accorderait que 5000 ans d'autonomie, ce qui est bien inférieur à ce qu'exige la théorie de l'évolution par exemple.On a alors (Kelvin, fin XIXe) imaginé une lente contraction qui échaufferait le Soleil. On monte à 30 10⁶ ans; c'est encore insuffisant, car à la fin du XIXe les géologues estiment déjà qu'il faut plusieurs centaines de millions d'années pour former les roches sédimentaires. En 1905, la Relativité apporte une partie de la réponse : grâce à E = mc², le Soleil a assez de réserves pour des milliards d'années....

Les atomes qui constituent la matière sont chacun constitués (en ignorant les aspects quantiques) d'un noyau environné d'un nombre plus ou moins grand d'électrons. Un atome de carbone ordinaire, par exemple, est constitué d'un noyau comprenant 12 nucléons (6 protons chargés positivement et 6 neutrons), autour duquel sont répartis 6 électrons chargés négativement. C'est ce qu'on appelle le carbone 12, et on écrit cela ¹²C ou encore ¹²₆C.

Les réactions de la vie courante sont des réaction chimiques : des groupes d'atomes s'accrochent ou se décrochent au moyen de leurs électrons périphériques. Les noyaux atomiques ne sont pas touchés. Mais il existe aussi des réactions plus profondes, qui font intervenir le noyau lui-même. Elles sont de deux types : des réactions de fission où un noyau se scinde en deux parties, et des réactions de fusion où deux noyaux se fondent en un seul plus massif. Dans les deux cas, si la somme des masses résultantes est plus faible que la somme des masses initiales, c'est que la différence a été convertie en énergie selon E = mc². La bombe atomique du type Hiroshima utilisait un mécanisme de fission de noyaux de plutonium, la bombe H moderne utilise un mécanisme de fusion de noyaux de deutérium 2H.

Ce sont des réactions de fusion nucléaire qui fournissent l'énergie aux étoiles, et leur variété est très grande. Mais la principale (qui est en fait une chaîne complexe de réactions nucléaires que l'on appelle le cycle proton-proton) est la fusion de l'hydrogène en hélium qui domine quand la température est comprise entre 14 et 18 106 K :

1H + 1H + 1H + 1H -------> 42 He + énergie

Quatre noyaux d'hydrogène se transforment en un noyau d'hélium, avec une minime perte de masse de 0,7%; c'est cette masse "perdue" qui est transformée en énergie (photons, neutrinos) selon la célèbre équivalence E = mc².

Un autre cycle important, à l'oeuvre dans des étoiles plus chaudes et plus brillantes, est le cycle du carbone, ou cycle CNO. Le carbone y joue le rôle d'un catalyseur, alors que c'est le proton qui joue ce rôle dans le cycle proton-proton.