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Publié le
par
cepheides
mort d'une étoile géante (supernova de 1054)
(sources : amicaldauphin.spaces.live.com/)
Tout ce qui existe dans notre Univers est, un jour ou l'autre, confronté à sa propre destruction. Une structure, qu'elle soit vivante ou pas, n'est en réalité qu'un assemblage plus ou moins éphémère d'atomes qui interagit avec son environnement et, à ce titre, se transforme, s'use et finit par disparaître. Les étoiles, elles non plus, n'échappent pas à cet impitoyable scénario. Récemment, un lecteur me faisait la remarque qu'il avait du mal à comprendre certains termes astronomiques se rapportant à l'évolution des étoiles. Puisqu'il est évidemment difficile, en faisant court, de les suivre tout au long de leurs vies, intéressons-nous aujourd'hui à leur disparition qui, comme on va le voir, peut se révéler cataclysmique.
les différents types d'étoiles
Pour les astronomes, il n'existe que des naines ou des géantes mais cela représente bien des étoiles distinctes comme, par exemple, les naines blanches, les géantes rouges, les supergéantes bleues, etc. Comment s'y reconnaître car, si ces étoiles sont parfois vraiment différentes, n'ayant que peu à voir les unes avec les autres, ce peut également être un même type d'étoiles observées à différents moments de leurs vies ? C'est la raison pour laquelle les astronomes ont très tôt cherché à classer les étoiles et c'est à Ejnar Hertzsprung (1873-1967) et à Henry Norris Russel (1877-1957) que revient le mérite d'avoir mis sur pied le diagramme qui porte leurs noms (et que nous avons déjà évoqué dans un sujet précédent, amas globulaires et traînards bleus), diagramme appelé en conséquence « de Hertzsprung-Russel » ou diagramme HR.
diagramme de Hertzsprung-RusselCes deux scientifiques ont en effet étudié (indépendamment l'un de l'autre, ce qui est à souligner) les relations existant entre la température et la luminosité des étoiles, démontrant alors que la majorité de celles-ci (environ 80%) se situent sur une bande précise de leur diagramme, un endroit appelé séquence principale, où elles passent la plus grande partie de leur vie (à l'inverse, les étoiles qui se trouvent en dehors de cette bande en sont soit au commencement, soit à la fin de leur vie).
On peut donc cataloguer les étoiles selon leurs types, le stade de leur évolution et leur fin de vie, sujet qui nous intéresse aujourd'hui. En fait, tout est une affaire de masse : le Soleil étant historiquement la référence, on classe habituellement les étoiles en trois groupes : celles qui sont plus petites que lui, celles comprises entre 1 et 8 masses solaires (ms) et celles qui sont encore plus massives.
les étoiles de moins d'une masse solaire
Il en existe deux groupes bien différents : les naines brunes et les naines rouges.
* les naines brunes : ce ne sont pas à proprement parler des étoiles mais plutôt des étoiles qui n'ont jamais pu « s'amorcer » en raison de leur trop petite taille (comprise entre celle d'une grosse planète et celles de très petites étoiles) : en effet, pour que des réactions nucléaires débutent, il est nécessaire que l'objet représente au moins 0,08 ms. Les naines brunes sont donc invisibles puisqu'elles ne brillent pas et nous sommes encore dans l'incertitude sur leur nombre réel, peut-être assez élevé.
* les naines rouges : d'une masse comprise entre 0,08 et 0,8 ms, ce sont les plus petites étoiles consommant du carburant nucléaire (les naines blanches, plus petites, n'en consomment pas : nous y reviendrons). Du fait de leur faible température de surface (environ 3000 K, voir glossaire), elles apparaissent de couleur rouge et elles consomment lentement leur carburant nucléaire ce qui en fait des championnes de longévité... Leur vie est tellement longue que, depuis le Big Bang, elles n'ont pas encore eu le temps de quitter la séquence principale du diagramme HR et donc de mourir. Ce sont les étoiles les plus abondantes de la Galaxie (on avance le chiffre de 80%) et probablement (mais elles ont trop faiblement lumineuses pour y être visibles) de toutes les autres galaxies. Un exemple bien connu de naine rouge est Proxima du Centaure, notre plus proche voisine.
les étoiles de une à huit masses solaires
Le Soleil entre dans cette catégorie, celle des naines jaunes. Leur température de surface étant un peu plus élevée (environ 6000 K), elles apparaissent donc d'un jaune brillant tirant même pour certaines d'entre elles sur le blanc. Intéressons-nous au devenir ultime de ce type d'étoiles, c'est-à dire en fin de compte, du Soleil.
On a déjà dit que le Soleil, naine jaune typique, transforme l'hydrogène en hélium et que cette opération prend beaucoup de temps : environ 10 milliards d'années. Sur le diagramme HR, le Soleil occupe encore une place bien tranquille sur la séquence principale, là où se trouve, rappelons-le, la majorité des étoiles. Toutefois, en ce qui le concerne, un jour certes lointain (dans 5 milliards d'années), cet hydrogène finira par être presque totalement consommé et c'est là que les difficultés de notre étoile vont commencer... Quand la plus grande part de son hydrogène sera épuisée, le Soleil ne pourra plus produire d'énergie et c'est la gravité qui va l'emporter : les régions au centre de l'astre vont s'effondrer et donc s'échauffer et pas qu'un peu : la température interne de l'étoile atteint rapidement les cent millions de degrés sous l'effet de la gravitation, au point que l'hélium précédemment formé à partir de l'hydrogène va à présent se mettre à brûler pour se transformer à son tour en oxygène et en carbone. Dans le même temps, les régions externes qui se refroidissent faute de réaction nucléaire vont se dilater démesurément jusqu'à transformer l'étoile en géante rouge : à ce stade, le Soleil englobera (à moins qu'elles ne soient repoussées par les forces en présence) les orbites de ses premières planètes jusqu'à notre Terre dont ce sera très certainement la fin. La géante rouge, instable, se mettra à pulser, abandonnant une bonne partie de sa matière à l'espace interstellaire... Mais le cœur de l'étoile ? Eh bien, formé pour sa plus grande part de carbone et d'oxygène, il continuera à s'effondrer jusqu'à ce que les électrons soient quasiment côte à côte. L'hélium périphérique résiduel composera durant un court moment une mince enveloppe autour du cœur de l'astre qui enflera à nouveau pour former une supergéante rouge. Cette enveloppe à l'instabilité chronique sera à son tour repoussée dans l'espace pour former ce que l'on appelle - d'un mauvais terme - une nébuleuse planétaire. Ne restera plus que le cœur de l'étoile qui sera alors devenu une naine blanche, de la taille approximative de la Terre et composée de matière très dense, dite dégénérée (et donc incapable de réaction thermonucléaire classique). La naine blanche, très chaude au début, se refroidira peu à peu et sa luminosité diminuera durant des milliards d'années jusqu'à ne plus être visible : elle sera devenue une naine noire. Ce sera alors la mort définitive de ce qui était au début une belle étoile jaune. Voilà une fin bien mouvementée mais qui n'est rien en comparaison de celles des étoiles plus grosses...
Précisons, puisque nous venons de l'évoquer qu'il est certainement abusif de considérer le Soleil comme une étoile de couleur jaune orangé. En effet, le jaune éclatant de notre étoile n'existe que pour les sujets situés sur Terre. Le Soleil est en réalité une étoile blanche tirant légérement sur le vert. L'explication de cet apparent paradoxe revient à l'atmosphère terrestre qui, par les particules gazeuses qui sont en suspension (02, CO2, etc.) dévient les courtes longueurs d'onde, à savoir celles qui vont du violet au bleu. Du coup, le ciel paraît bleu (autrement il serait noir même en plein jour, comme sur la Lune) tandis que la couleur du Soleil "jaunit". En fait notre étoile, astronomiquement classée comme une naine jaune, est bel et bien de couleur blanche : les astronautes peuvent en témoigner...
les étoiles de plus de huit masses solaires
Ces énormes étoiles qui peuvent atteindre jusqu'à quarante fois la masse du Soleil, voire plus, débutent leur vie sous la forme de géantes bleues qui, dans un premier temps, transforme classiquement l'hydrogène en hélium, une réaction qui, en raison de la masse en jeu, dure (astronomiquement parlant) bien moins longtemps que pour les étoiles de plus petite taille. L'étoile brille alors avec grande intensité, jusqu'à 100 000 fois plus que le Soleil. Lorsque cette transformation est achevée par épuisement de l'hydrogène, la température à la surface de l'astre diminue et, du coup, elle devient une supergéante rouge. Toutefois, en raison de sa masse importante, son cœur continue à évoluer et se met à fusionner l'hélium jusqu'à fabriquer des éléments de plus en plus lourds comme le fer, le nickel, le chrome, etc. Les réactions de fusion finissent par cesser, rendant l'étoile instable : elle explose alors en supernova.
* supernova : l'étoile voit sa magnitude augmenter en quelques jours au
point de la faire apparaître comme une étoile « nouvelle » (d'où le nom de super « nova », voir le sujet : novas et supernovas). Son éclat est alors tel que, pour peu qu'elle soit présente dans notre Galaxie, elle illumine durant des semaines le ciel, devenant un des astres les plus brillants : ce fut par exemple le cas, en 1054, de la supernova formant la nébuleuse du Crabe. Pourquoi ce sursaut cataclysmique ? Parce que, une fois effondré sur lui-même, le cœur de l'étoile dégage une énergie considérable par ses couches internes provoquant une onde de choc qui expulse les couches externes dans un déluge de feu, formant ce que l'on appelle le gaz rémanent de la supernova. Ne reste plus que le cœur de l'étoile, forcément très compact, qui pourrait conduire à la formation d'une naine blanche mais, au dessus de 1,4 ms, ce cœur ne peut être stable : il se transforme en une structure effondrée d'une densité incroyable, une étoile à neutrons.* étoile à neutrons : il s'agit d'astres extrêmement petits, de seulement quelques dizaines de km de diamètre mais d'une densité fantastique, environ un milliard de tonnes par centimètre cube (le poids de la tour Eiffel dans quelques grains de poussière...). Certaines de ces étoiles à neutrons sont dotées d'un champ magnétique intense dont le rayonnement peut être capté sous la forme de brèves impulsions (à la manière de l'éclairage tournant d'un phare) et on parlera alors de pulsars (voir le sujet : pulsars et quasars pour plus d'informations).
* cas particulier des étoiles de très grosse taille : parfois, l'étoile qui vient d'imploser est de taille si importante que son cœur ne conduit pas à une étoile à neutrons mais à un trou noir. Cette éventualité, dont la réalité a été longtemps discutée par les astronomes puisqu'il s'agissait surtout d'un modèle mathématique, est à présent certaine (voir sujet trous noirs). Le trou noir, et ce d'autant qu'il est plus massif, représente une partie de l'Univers où tout ce qui se trouve en son sein ne peut communiquer avec l'extérieur : même la lumière est captée par lui et n'en ressort jamais. Fatalement invisible, on ne peut prédire son existence que par ses effets sur l'environnement. Toute particule de matière qui passe à proximité d'un trou noir est captée par lui, renforçant sa taille. Certains trous noirs massifs (par opposition aux trous noirs encore purement stellaires) peuvent atteindre plusieurs milliards de fois la masse du Soleil et on pense qu'il en existe au centre de chaque galaxie dont la nôtre (au sein de notre galaxie, la Voie lactée, le trou noir massif qui réside en son centre est appelé Sagittarius A et est actuellement peu actif : un sujet lui a été consacré, cliquer ICI).
en conclusion
Les lois de la physique sont immuables dans notre univers et c'est la raison pour laquelle on arrive à présent à comprendre les schémas évolutifs des étoiles, même s'il reste forcément des zones d'ombre. Les premières d'entre elles, au tout début, ne renfermaient que des composants simples (on parle alors d'« étoiles primordiales ») et c'est la disparition de cette première génération qui a conduit à la formation d'éléments plus lourds comme le fer, le chrome, etc. sans lesquels la vie sur notre planète n'aurait pas été possible. Comme partout, c'est de la mort que naît une autre vie.
Glossaire
* kelvin (K) = le kelvin est la fraction 1/273,16 de la température thermodynamique du point triple de l'eau (H2O), et une variation de température de 1 K est équivalente à une variation de 1°C. Toutefois, à la différence du degré Celsius, le kelvin est une mesure absolue de la température qui a été introduite grâce au troisième principe de la thermodynamique. La température de 0 K est égale à -273,15°C et correspond au zéro absolu (le point triple de l'eau est à +0,01°C). Par exemple, une température de 3000 K est égale à 3000 + 273 soit 2727° Celsius. (in wikipedia France)
Images
2. diagramme de Hertzsprung-Russel (sources : www.astrosurf.com/)
3. les restes d'une supernova : la nébuleuse du crabe (sources : space.newscientist.com/)
(Pour lire les légendes des illustrations, passer le pointeur de la souris dessus)
Mots-clés : Ejnar Hertzsprung - Henry Norris Russel - diagramme HR - naine brune - naine rouge - naine blanche - naine jaune - Soleil - géante rouge - supergéante rouge - nébuleuse planétaire - naine noire - géante bleue - supernova - étoile à neutrons - pulsar - étoiles primordiales - kelvin
(les mots en blanc renvoient à des sites d'informations complémentaires)
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Mise à jour : 19 février 2023
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