Les étoiles

La naissance

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 apelée nébuleuse. 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.

La vie principale d'une étoile

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.

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.

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.

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.

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.