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Bien que les étoiles soient des objets inanimés, nous avons tendance à décrire leurs stades d'évolution comme si elles étaient vivantes. A notre instar, elles naissent, vivent et finissent par mourir. Bien sûr, leur vie est beaucoup plus longue que la nôtre et elles peuvent vivre des milliards d'années. Au cours de leur vie, les étoiles produisent une quantité monumentale d'énergie grâce à des processus nucléaires se produisant dans leur intérieur, leur donnant ainsi leur éclat si caractéristique. Commençons donc par le début. D’où viennent les étoiles ?

La matière n’est pas répartie de façon égale dans l'espace. Entre les vides, il existe des régions de nuages de gaz et de poussières, appelées milieu interstellaire, qui sont plus denses que leur environnement. Habituellement, l'énergie cinétique des particules de ces nuages est équilibrée par la force gravitationnelle de la nuée. Toutefois, si le nuage est perturbé, par exemple par une supernova située à proximité, l'équilibre est rompu et le nuage peut devenir plus dense dans certaines zones.

Quand elles atteignent une certaine masse critique, les parties les plus denses du nuage peuvent se contracter sous l'influence de leur propre attraction gravitationnelle, provoquant la fragmentation du nuage en sections plus petites et plus denses. Ce processus prend quelques millions d'années. Comme les nuages rétrécissent, la température et la densité augmentent. Finalement, le nouvel objet gagne une forme sphérique et devient ce qu'on appelle une protoétoile. En raison de son attraction gravitationnelle, la matière composant le nuage tombe encore en elle, continue d'augmenter sa température et sa densité jusqu'à ce qu'elles deviennent si importantes qu’elles déclenchent des réactions nucléaires où la fusion d'hydrogène devient de l’hélium. Une nouvelle étoile nait.

Au centre de ce nuage de gaz et de poussière appelé nébuleuse Omega de nouvelles étoiles se forment sans cesse. Source: NASA

La plupart des étoiles sont nées dans les bras d'une galaxie spirale, où le gaz et la poussière sont plus concentrés. Parfois, plusieurs étoiles peuvent se former dans le même nuage moléculaire, et nous avons ce qu’on appelle un amas d'étoiles. Il existe deux types de groupes; les amas ouverts, qui ont tendance à contenir quelques centaines d’étoiles relativement jeunes, chaudes et très espacées, et les amas globulaires, qui ont tendance à contenir des milliers d'étoiles beaucoup plus âgées, rassemblées de façon plus dense.

A l'exception du Soleil, la plupart des étoiles se situent extrêmement loin. L'étoile la plus proche, Proxima du Centaure, is 4.se situe à 4,24 années-lumière. Cela signifie que lorsque les astronomes observent les étoiles, il est difficile de voir exactement ce qui s’y passe. Ils observent principalement deux choses: la luminosité de l'étoile et sa couleur.

Quand les astronomes parlent de la luminosité d'une étoile, ils l’expriment en valeur absolue, qui est la luminosité réelle et non la luminosité apparente qui dépendra de la distance à laquelle elle se trouve par rapport à nous. Ceci est normalement mesuré sur une échelle logarithmique par rapport au Soleil: par exemple, si une étoile a une luminosité de 1, alors elle a la même luminosité que le Soleil. La couleur d'une étoile est liée à sa température de surface : les étoiles "chaudes" paraissent plus bleues que les étoiles plus froides, qui sont plutôt rougeâtres.

On peut créer un schéma en deux dimensions avec les températures de surface des étoiles par rapport à leur luminosité. Ce schéma pourrait ressembler à celui ci-contre.

Le diagramme de Hertzsprung-Russell, du nom des deux astronomes qui l’ont dessiné, est probablement le schéma le plus important dans l'astronomie. Sur l'axe horizontal se trouve la température de surface augmentant de la droite vers la gauche, et l'axe vertical indique la production d'énergie ou la luminosité de l'étoile.

Fait intéressant, les étoiles sur le diagramme de Hertzsprung-Russell ne sont pas réparties uniformément. Au lieu de cela, elles forment un motif très distinct. La plupart des étoiles se trouvent sur une bande située dans le coin supérieur gauche du diagramme (grandes étoiles chaudes, vives) et en bas à droite (petites, froides, et sombres étoiles). C'est ce qu'on appelle la Séquence Principale. En haut à droite du schéma les étoiles sont grandes, lumineuses, mais froides, appelées les Géantes Rouges et dans le coin inférieur gauche se trouvent les naines blanches, petites étoiles sombres, mais extrêmement chaudes.

90% de son temps, l'étoile sera relativement stable et gardera à peu près les mêmes luminosité, température de surface et taille. À ce stade de son évolution, l'étoile est en équilibre hydrostatique. Par conséquent, sa position sur le diagramme de Hertzsprung-Russell ne change pas. Dans cet état, l'étoile est une séquence d’étoiles : le Soleil est un excellent exemple. La palette s’étend du chaud et lumineux en haut à gauche du diagramme de Hertzsprung-Russell à froid et sombre en bas à droite. Les étoiles peuvent rester dans cette phase pendant un temps très long. Cependant, les échelles de temps des étoiles ne sont pas toutess les mêmes. Les grandes étoiles ont tendance à brûler leur carburant beaucoup plus rapidement et, par conséquent, mourir beaucoup plus vite. Les petites étoiles n'ont pas besoin d'utiliser autant d'énergie pour contrebalancer leur gravité, elles ont donc une vie plus longue.

Les étapes de la vie d'une étoile sont définies par la quantité et le type de combustible qu’elle possède. Au cours de la séquence principale, les étoiles utilisent l'hydrogène comme combustible. Lorsque l'hydrogène commence à manquer, l'étoile produit moins d'énergie pour supporter son poids et le noyau commence à se contracter. Ceci fait monter la température et la densité dans le noyau et la luminosité de l'étoile augmente en conséquence. Grâce à la chaleur accrue libérée, le rayon de l'étoile augmente de 100 à 1000 fois par rapport à sa taille d'origine, mais avec plus de surface à chauffer et moins de carburant, la température de surface peut diminuer jusqu'à 50%, et l’étoile devient plus rouge. Ces étoiles sont appelées les Géantes Rouges. Sur le diagramme de Hertzsprung-Russell, elles se trouvent dans le coin supérieur droit.

Pour les étoiles de petite taille (moins de 8 fois la masse du Soleil), à la fin de la phase Géante Rouge, l'étoile ne peut pas se contracter suffisamment pour générer les températures nécessaires pour poursuivre la fusion nucléaire. En l'absence de processus nucléaires, les couches externes de l'étoile deviennent instables et le vent stellaire produit par l'étoile les met en mouvement. De la terre, nous pouvons apercevoir d'énormes nuages colorés se déplaçant rapidement en s'éloignant de l'étoile, laissant derrière le noyau d'étoile. Ce nuage s'éloignant de l'étoile est une nébuleuse planétaire.

La nébuleuse Hélix est un exemple d'une nébuleuse planétaire qui a été soufflée hors de la Naine blanche située à gauche derrière et toujours visible au centre de la photo (Source: NASA). La nébuleuse planétaire porte ce nom non pas parce qu’elle a un quelconque rapport avec les planètes, mais simplement parce que les astronomes de l'époque ne pouvaient pas la discerner nettement et elle ressemblait à une sphère floue – rappelant la forme d’une planète.

Le reste du noyau est petit mais très dense et chaud. Appelé Naines blanches à cause de leur petite taille, leur surface est chauffée à blanc. Ils sont tellement denses que l’équivalent d’une cuillère à café de leur élément pèserait le même poids qu'un éléphant. Les Naines blanches sont situées dans le coin inférieur gauche du diagramme de Hertzsprung-Russell. Pour les petites étoiles comme le Soleil, le noyau restant est composé de carbone (et un peu d'oxygène), mais pour les grandes étoiles, il pourrait être fabriqué à partir de néon.

Ces étoiles ne fusionnent plus de matière, elles perdent donc leur chaleur avec le temps. Finalement, elles s’obscurcissent et deviennent des naines brunes.

Comme nous l'avons vu, il existe différents types d'étoiles et elles peuvent varier beaucoup. La différence la plus frappante est la taille. L'image ci-dessous montre quelques étoiles de notre galaxie. Il y a trois géants rouges: Antares, Bételgeuse et Aldebaran. Rigel est une Super géante bleue. Sirius est une étoile de la séquence principale, mais plus grande que le Soleil - représenté par un petit point à gauche, minuscule comparé aux autres. Les Naines blanches sont si petites qu'elles ne peuvent pas être représentées à l'échelle sur cette image. Source: NASA.

Pour nombre d'étoiles dont la masse est de plus de 8 fois la masse du Soleil, la mort est annoncée par une gigantesque explosion: pendant la première seconde, elle peut être aussi brillante que toute une galaxie avec des centaines de milliards d'étoiles. Ces explosions sont appelées supernovae de type II.

Après une supernova, en fonction de la masse de l'étoile d'origine, il y a deux résultats possibles pour le noyau de l'étoile. Pour les plus petites étoiles, le cœur devient une étoile à neutrons. Toutefois, si le cœur de l'étoile possède plus de 2,5 fois la masse du Soleil, ce qui en restera est un trou noir.

La tache lumineuse de cette photo est une explosion de supernova ayant eu lieu en 1987 dans le nuage de Magellan environ à 156.000 années-lumière de nous.

Même si l'explosion stellaire a eu lieu autour de 166000 BC, elle a été observée le 23 Février 1987. SN 1987A a été l'une des plus brillantes explosions stellaires depuis l'invention du télescope il y a plus de 400 ans. Source: NASA / Hubble

Lors d'une supernova, toute la matière se contracte dans le noyau de l'étoile en explosion. Cela signifie que les protons et les électrons sont comprimés ensemble de façon si étroite à ce qu'ils deviennent des neutrons. Il y a une limite à la quantité de neutrons pouvant être compressés. Donc finalement le noyau ne se contracte plus et une étoile à neutrons se forme.

Les étoiles à neutrons sont composées uniquement de neutrons et sont dotées de rayons de seulement 10 km. Toutefois, une étoile à neutrons est si dense qu'une cuillerée à café de leur élément correspond à environ 20 fois la masse de la Grande Pyramide de Gizeh. En fait, les étoiles à neutrons sont les objets les plus denses que nous connaissons.
Beaucoup d'étoiles à neutrons tournent rapidement avec une vitesse estimée entre quelques millisecondes (1/1000 secondes) et quelques secondes. Cette rotation génère des ondes radio qui sont observées par les radioastronomes comme des impulsions nettes et régulières et une telle étoile à neutron est appelée unPulsar. Plus de 400 Pulsars ont été découverts depuis la première découverte de la première étoile à neutrons en 1967.

Le Pulsar le plus connu est situé au centre de la nébuleuse du Crabe. La nébuleuse du Crabe est un nuage créé par l'explosion de supernovae observées par les astronomes chinois en 1054. La nébuleuse du Crabe est en pleine expansion depuis lors. Au centre de ce nuage se trouve un pulsar, c'est une étoile à neutrons tournant près de 30 fois par seconde. Source: NASA

Pour créer un trou noir, le noyau d’étoile doit avoir une masse de plus de 2,5 fois celle du Soleil. Arrivant à une masse si élevée, la force de la gravité du noyau devient si grande que, lorsque le matériau d'étoile s'effondre rapidement, la force de répulsion entre les neutrons ne peut le contrecarrer. La matière continue de tomber, créant un objet de plus en plus dense, jusqu’à ce qu’il devienne un trou noir.

Un trou noir est une partie de l'espace dans lequel tant de masse (d'où la gravitation) est concentrée que rien - pas même la lumière – ne peut en échapper. Ceci est connu comme une singularité car toute la matière est concentrée dans un seul point. Comme aucune lumière ne peut en échapper, les trous noirs apparaissent ... noirs. Cela signifie que les astronomes ne peuvent pas les voir. Cependant, ils peuvent être détectés par l'observation de l'augmentation de la température de la matière environnante quand elle se développe en spirale et se trouve avalée par le trou noir. Ces trous noirs ont généralement des masses allant de 4 à 10 fois la masse du Soleil.

Cependant, il existe d'autres types de trous noirs. Les astronomes ont également découvert lestrous noirs supermassifs (SBH), qui sont pourvues de masses des millions de fois plus élevées que le Soleil. Ceux-ci ont été découverts au centre des galaxies. Il en existe même un dans le centre de notre propre galaxie. Il est appelé Sagittarius A* et sa masse est d'environ 4 millions de fois la masse du soleil. Certains trous noirs supermassifs créent des jets puissants appelés quasars.

Impression artistique d'un quasar lointain dans l'Univers. Le gaz dense, la poussière environnante et même les étoiles produisent la luminosité du quasar aspiré dans le trou noir supermassif. Source: NASA

Les quasars peuvent émettre de l'énergie de centaines de galaxies à partir d'une zone qui n'est pas beaucoup plus grande que notre système solaire. Les quasars ont été trouvés uniquement très loin et se sont formés lorsque l'Univers était beaucoup plus jeune et la densité de la matière entourant le trou noir supermassif était beaucoup plus grande. Les trous noirs demeurant actuellement au centre des galaxies ont déjà avalé la plupart de la matière qui les entoure et produisent par conséquent beaucoup moins d'énergie.

Étonnamment, l'histoire ne s'arrête pas là, les astronomes ont trouvé un autre type de trou noir: le trou noir intermédiaire, avec des masses des centaines de fois plus grandes que le Soleil. C'est une découverte assez récente et les astronomes ne sont pas tout à fait sûrs de ce qu'il faut en faire. Alors que les études semblent prouver leur existence, on ne peut expliquer comment ils se sont créés car ils semblent beaucoup trop grands pour résulter d’étoiles!
La plupart des étoiles ne sont pas des étoiles simples, comme notre Soleil, mais sont dits binaires car composés de deux étoiles. Il peut arriver que l'une de ces étoiles soit déjà devenue une naine blanche, tandis que l'autre est encore une géante rouge. Dans ce cas, la matière s’accroit, c’est-à-dire transférée en continu de la géante rouge à la naine blanche. Selon le taux de dépôt de matière sur la surface de la naine blanche, il peut y avoir deux conséquences.

La matière déposée à la surface des Naines Blanches explose. Une telle explosion est appelée une nova en latin, cela signifie «nouveau»), car il semble qu’une nouvelle étoile apparaisse dans le ciel. Chaque année des dizaines de ces novae sont observées dans la seule Voie Lactée. L’étoile semble prometteuse pour quelques jours ou quelques semaines avant qu'elle ne s'assombrisse à nouveau. Des novae récurrentes ont également été observées, avec des intervalles répétés en années, voire en décennies.

Une supernova de type I a explosé loin d'une étoile. Cela correspond au point lumineux en bas à gauche, ayant eu lieu dans la périphérie d'une galaxie (source image: NASA). C'est la deuxième possibilité: la naine blanche peut exploser dans une gigantesque explosion, appelée supernova de type I. Ces supernovae peuvent se produire souvent et peuvent être aussi brillantes que les supernovae de type II : elles peuvent avoir la luminosité de centaines de milliards d'étoiles.


Testez vos connaissances!
1. Relier les caractéristiques des étoiles et les phases auxquelles elles pourraient correspondre:
  1. Large rayon, relativement froid
  2. Taille et luminosité similaires au Soleil
  3. Une étoile dense et lumineuse mais très petite
  4. Extrêmement dense, tournant très rapidement, à très faible luminosité
  1. Etoile à neutrons 
  2. Géante rouge 
  3. Naines blanches 
  4. Séquence principale 
2. Relier les caractéristiques des étoiles avec leur position sur le diagramme de Hertzsprung-Russell :
  1. En bas à gauche
  2. En bas à gauche, au-delà de l'échelle de la plupart des diagrammes
  3. Le long de la bande centrale
  4. En haut à droite
  1. Une étoile à neutrons nouvellement formée 
  2. Géante rouge
  3. Naine blanche
  4. Séquence principale
3. Que reste-t-il après la mort d'une étoile?
  1. Une blanche
  2. Une à neutrons
  3. Un noir
4. Quel est l'élément faisant la différence entre les trois résultats ci-dessus?

  Le résultat dépend de la de l'étoile.

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