La vie des étoiles…

Au début…

Les étoiles se forment à partir de nuages interstellaires qui se contractent sous l’effet de la gravitation. La densité augmentant, la pression s’accentue au cœur de l’étoile en formation et déclenche les premières réactions nucléaires (fusion) : nous obtenons une protoétoile. Ces protoétoiles proviennent de nuages capables de former des centaines d’étoiles en même temps (voir par exemple la nébuleuse d’Orion M42).

La séquence principale…

Les étoiles de la séquence principale sont en équilibre. C’est-à-dire que les réactions thermonucléaires au cœur de l’étoile (qui génèrent une force qui fait que l’étoile se dilate – température plus basse) sont en équilibre avec la force de gravité (la gravité qui veut contracter l’étoile – température plus haute). Les réactions de fusion transforment l’hydrogène en hélium. C’est une longue partie de la vie d’une étoile jusqu’à l’épuisement de l’hydrogène.

Il faut remarquer qu’une étoile plus chaude sera de couleur bleue (7000 à 8000 Kelvins) et l’inverse donne une couleur rouge (4000 à 5000 kelvins). Une température moyenne donnera une couleur jaune (environ 6000 Kelvins) à l’étoile. Plus une étoile est grosse, plus elle est brillante.

Et à la fin…

La façon dont l’étoile terminera sa vie dépend d’un facteur clé, sa masse. Si une étoile est très massive (plus de 6 fois la masse du Soleil), elle consumera plus rapidement son hydrogène et sa température sera plus élevée à cause de sa gravité plus forte et plus compressive.

Une étoile semblable à notre Soleil terminera plutôt sous forme d’une géante rouge qui se transformera en nébuleuse planétaire (ex. : M57 dans la Lyre), car l’étoile rapetissera en perdant de la matière (gaz) et ce gaz est en expansion. La matière gazeuse va même finir par disparaitre et il ne restera qu’un noyau qui sera devenu une petite naine blanche.

Quand l’hydrogène d’une étoile comme le Soleil se transforme en hélium, la pression de l’étoile diminue et l’étoile se contracte. Mais en se contractant la température raugmente de même que la pression des couches intermédiaires du Soleil où il y a encore de l’hydrogène. Et c’est là qu’à une certaine température que de nouvelles réactions de fusion transforment l’hélium en carbone. L’étoile se dilate, car sa pression est trop forte et la température rebaisse pour donner une couleur rouge à l’étoile qui devient une géante rouge. Le diamètre de l’étoile est tellement grand par rapport à sa masse que la gravité qui a diminué ne retient plus la matière et de là la phase de nébuleuse planétaire et ensuite de naine blanche. En ce qui consiste de la nébuleuse planétaire, c’est le rayonnement ultraviolet émis par le noyau de l’étoile qui éclaire la matière en expansion, car il n’y a plus  ou presque plus de fusion nucléaire.

Fins spéciales…

Pour les étoiles plus massives que le Soleil et qui ne font pas partie de la séquence principale, la fin est différente. Il y a donc des fins de vie un peu plus spéciales pour certaines étoiles toujours selon la masse de départ de celles-ci. Le phénomène de transformation de l’hydrogène en hélium et ensuite après certaines étapes de l’hélium en carbone peut se répéter jusqu’à ce que l’étoile produise du fer. Le fer est très stable et il serait très difficile pour l’étoile de le transformer par fusion. La fusion étant arrêtée où presque l’étoile s’effondre sur elle-même, car la gravité a gagné, pour le moment. Mais pendant l’effondrement, la gravité devient tellement forte et s’íl reste encore un peu de réaction nucléaire il y aura une explosion énorme transformant l’étoile en supernovæ. Les supernovæs peuvent être la source de création d’éléments lourds que nous retrouvons sur les planètes comme la Terre.

Après l’effondrement et l’explosion en supernovæ, ce qui reste de l’étoile est un nuage de neutrons. La masse volumique est très dense et les forces de gravité entre an action pour une contraction très sévère des résidus. Si a masse restante est autour de 1,4 à 3,2 masses solaires, nous obtiendrons après la contraction une étoile à neutron de 20 à 40 kilomètres de diamètre dont un litre équivaut à mille milliards de tonnes. Sans entrer dans les détails, nous pourrons la détecter par la formation d’un pulsar.

Trou noir : Si la masse restante après l’explosion de l’étoile en supernovæ est de plus de 2,5 masses solaires, il se pourrait que la gravité soit tellement forte que l’objet restant devienne un trou noir. Même la lumière ne pourrait s’en échapper. Ce sujet pourra faire l’objet d’un futur article à lui seul.

Conclusion : La vie d’une étoile est très longue (des milliards d’années) et à partir de gaz et de poussières d’une nébuleuse par exemple M42 d’Orion se forment des objets qui peuvent être énorme à la limite d’une certaine compréhension humaine et les énergies, les différentes forces qui se combattront donneront à un objet, une étoile une vie spectaculaire avec des possibilités de fins de vie qui vont au-delà de l’imagination. Les spectacles peuvent être merveilleux si nous avons la chance de pouvoir les observer de la Terre en toute sécurité. Donc, soyez à l’affut, à l’affut des étoiles…

 

Richard Martin