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LA VIE DES ETOILES

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Sommaire



Toutes les étoiles naissent de la même façon, dans une galaxie.


Et plus particulièrement dans les bras spiraux où sont situées des gigantesques nébuleuses de gaz et poussières.


Ces nébuleuses sont constituées de la matière première nécessaire à la naissance des étoiles.


Notre Voie Lactée :

Je vous présente ci-dessous une vue très simplifiée de la vie des étoiles, sans tenir compte des comportements atypiques, des particularités, anomalies..., afin de réaliser leur "arbre généalogique" facile à consulter.


Avant d'entrer dans le vif du sujet, un rapide résumé des conditions nécessaires à la création d'une étoile.


Ces nébuleuses contiennent en moyenne plusieurs millions de masses solaires de gaz et de poussières dans un volume de 150 années lumière.


Elles sont composées (et par conséquent les étoiles qui y naissent) de :


Dans ce milieu hétérogène et turbulent, des perturbations locales ou extérieures (explosion d'une supernova) vont bousculer les particules et les entraîner vers un effondrement gravitationnel, en créant des petites nébulosités plus denses.


Nous allons maintenant zoomer vers une zone où la matière s'est condensée.

  

Ces zones de matière plus compacte sont appelées globules de Bok (Observés en 1940 par l'Astronome américain Bart Bok).


Un globule fait en moyenne 10 à 50 masses solaires dans un volume d'1 année lumière.


Il va le plus souvent donner naissance à plusieurs étoiles de tailles différentes.

Ce sont les futurs amas ouvert que l'on peut observer dans la plupart des nébuleuses diffuses.


Dans un globule de Bok, la matière continue de s'effondrer à plusieurs endroits jusqu'à la formation des étoiles.


Allons voir maintenant une étoile naissante.

Voici la première image précise d'une proto-étoile, réalisée par le réseau d'antennes ALMA au Chili en 2015. Elle est située dans la constellation d'Orion.

Elle est âgée de seulement 40000 ans


Le processus d'accrétion a commencé, la matière se concentre, tourbillonne et s'aplatit (largeur de 60 unités astronomiques) autour du centre de gravité, futur cœur de l'étoile.


Jusqu'à quelques masses solaires, la rotation très rapide de la proto-étoile provoque un fort champ magnétique et des jets de gaz ionisé par les pôles pendant environ 100000 ans.


Ces jets sont nommés Objet Herbig Haro.


  

Lorsque la température au cœur de l'étoile atteint 10 millions de degrés, la fusion nucléaire peut démarrer et l'étoile émet de la lumière.


Dans certains cas, des planètes peuvent alors commencer à se former dans le disque d’accrétion, à partir des 0,2 % de poussières restant, repoussées de l'étoile par le vent solaire.


La naissance d'une étoile est très rapide au regard de sa durée de vie, elle dure seulement de quelques milliers à quelques millions d'années selon sa taille.


  

C'est la masse d'une étoile à sa naissance qui définit sa couleur, sa température, sa durée de vie, son évolution et sa mort.


La délimitation n'est pas aussi nette entre les cinq grandes catégories retenues ci-dessous. Celles-ci sont toutefois représentatives des différentes évolutions possibles des étoiles.


Les proportions entre les types d'étoiles sont également impossibles à respecter, le bleu avec ses valeurs gigantesques occuperait toute la largeur de la page, alors que le rouge serait insignifiant.


Pour les supergéantes, ce sont des valeurs moyennes, des étoiles de 150 fois la masse du Soleil aurait été détectées, voire plus...


Pour les moins massives, la limite se situe à 0,08 masses solaires, en dessous ont ne peut plus parler d'étoiles puisque la fusion nucléaire ne peut pas vraiment commencer.


  

LA SEQUENCE PRINCIPALE


Une étoile y passe 90 % de sa durée de vie, en conséquence plus de 80 % des étoiles que nous observons sont dans leur séquence principale.

 

 


Plus précisément, dans la fournaise qui règne au coeur de l'étoile (+ de 10 millions de degrés), les atomes d'hydrogène (1 proton + 1 électron) sont agités et se percutent violemment.

Certains protons perdent leur charge électrique (+)  [1] et deviennent des neutrons.

Ces neutrons vont se coller à d'autres noyaux d'hydrogène et former des isotopes dont la plupart a une durée de vie inférieure à une seconde.

Au hasard de ces collisions, quelques noyaux plus stables se forment :

Deutérium : 1 proton + 1 neutron + 1 électron

Tritium : 1 proton + 2 neutrons + 1 électron

Hélium 3 : 2 protons + 1 neutron + 2 électron

qui se désintègrent, fusionnent,

jusqu'à constituer un noyau très stable d'Hélium 4  :  2 protons + 2 neutrons + 2 électrons


Cet atome d'Hélium 4, plus lourd, migre vers le cœur de l'étoile et forme un coeur d'hélium de plus en plus important, repoussant l'hydrogène vers les couches externes de l'étoile.


La température au coeur de l'étoile n'est pas suffisante pour pouvoir casser cet atome d'hélium4 stable et former des éléments chimiques plus lourds, pour cela la température devra augmenter comme nous le verrons plus loin.


[1] La charge électrique perdue crée un anti-électron, appelé positron, qui est annihilé lorsqu'il rencontre un électron de charge négative, avec émission de photons.


Pendant cette phase, l'étoile perd un peu de sa masse sous forme d'énergie (photons, neutrinos...).


La séquence principale n'est pas identique pour toutes les étoiles, comme vous pouvez le voir sur le résumé ci-dessous :




 

Si la masse d'une naine brune est proche de 0,084 masse solaire, l'astre peut néanmoins amorcer la fusion nucléaire jusqu'au deutérium (isotope de l'hydrogène : 1 proton+1 neutron+1 électron), mais elle ne maintient pas la température de 10 millions de degrés au-delà de quelques millions d'années. Elle rayonne ensuite dans l'infrarouge la chaleur dégagée par la lente contraction gravitationnelle.


Conclusion : plus une étoiles est massive, plus sa température est élevée, et plus les réactions nucléaires sont accélérées, ce qui réduit sa durée de vie.




Avant de passer à l'étape suivante, un petit comparatif de quelques catégories d'étoiles avec notre Soleil :


  

Les proportions des étoiles n'ont bien sûr pas pu être respectées sur ce schéma.


A titre de comparaison :

Masse de la Terre : 6 x 1024 kg

Masse du Soleil : 2 x 1030 kg soit 330 000 fois la masse terrestre


Les Naines brunes sont des étoiles récemment détectées, elles portent toujours le nom provisoire donné par l'Union Astronomique Internationale en 2003.

Teide 1 est la première naine brune détectée à l'Observatoire du Teide à Ténérife en 1995.

Elle se situe dans l'amas ouvert des Pléiades à 400 années lumière de nous.

De la taille de Jupiter, les naines brunes sont toutefois de 15 à 80 fois plus massives.

En 2012 : 1800 naines brunes étaient découvertes, elles pourraient être des milliards dans notre Galaxie.




PHASE DE DESEQUILIBRE


Lorsque l'étoile a converti la plus grande partie de son hydrogène en hélium, les forces contraires ne sont plus équilibrées et la force de gravitation l'emporte, contractant le coeur de l'étoile.


Cette étape est relativement courte dans la durée de vie d'une étoile : quelques centaines de millions d'années.


Nous allons voir comment les différentes catégories d'étoiles réagissent à ce déséquilibre :

Le tableau des éléments ci-dessous permet de visualiser les éléments fabriqués par chaque catégorie d'étoiles, ainsi que les différents cycles de déséquilibre/équilibre.


Ainsi, la fusion nucléaire d'une naine rouge de moins de 0.3 masse solaire s'arrête à l'hélium, puisqu'elle ne peut parvenir à la température de 100 millions de degrés atteinte par une naine jaune pour fabriquer les éléments jusqu'au carbone pendant 500000 ans.


Une géante blanche de 3 masses solaires va pouvoir arriver à la température de 600 milliions de degrés pour créer l'azote et l'oxygène pendant 600 ans, avant sa mort.


Il ne faudra que 6 mois de plus à une géante bleue de 10 masses solaires pour fabriquer les éléments suivants jusqu'au silicium, à une température de 1.5 milliard de degrés.


Il n'y a qu'une supergéante bleue de plus 30 masses solaires qui puisse atteindre la température de 4 milliards de degrés. A ce moment là les réactions nucléaires s'emballent, elle fabrique en 1 jour tous les éléments jusqu'au fer.


La température au coeur de l'étoile atteint alors 6 milliards de degrés mais ce n'est pas suffisant pour aller plus loin tout en gardant son équilibre, elle disparaît dans une gigantesque implosion en moins d'une seconde.


 

MORT DE L'ETOILE


Une étoile, même très massive, n'est pas capable d'atteindre la température suffisante pour fabriquer des éléments plus lourds que le fer tout en gardant son équilibre.


Pendant leur phase de déséquilibre, les étoiles ont perdu d'énormes quantités de matière, c'est maintenant leur masse résiduelle qui va déterminer la façon dont elles vont mourir, et plus précisément les limites suivantes :

 



Nous allons maintenant voir en détail les derniers instants des étoiles.



 


Dans notre galaxie plus de 2000 pulsars ont été détectés.

Il existe aussi des Magnétars, ce sont des pulsars jeunes et moins rapides.


NAINE NOIRE = état de toute les étoiles dans 1067 années selon Jean Pierre Luminet

(A titre de comparaison, notre univers a seulement 13,7 milliards d'années, soit 13 x 109 ans)

Il faut 1015 années pour qu'une Naine blanche refroidisse et devienne une Naine noire soit 73 000 fois l'âge de l'univers.


















La métallicité des étoiles :



Vous avez sans doute remarqué dans le tableau comparatif des étoiles que Sirius de 2 masses solaires était dans la catégorie des Géantes blanches !


Ce n'est pas une erreur, mais la conséquence d'une donnée qu'il était impossible d'inclure auparavant dans cette présentation.


Il s'agit de la métallicité des étoiles  à leur naissance (proportion d'éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium), qui peut faire varier de façon significative leur évolution théorique liée à leur masse.


Il existe 3 catégories d'étoiles selon leur métallicité :


- Population 1 : riche en métaux, étoiles jeunes, communes dans les bras des galaxies.


- Population 2 : pauvre au métaux : plus anciennes (8 milliards d'années) elles constituent les amas globulaires dans le halo des galaxies.


- Population 3 : composée d'hydrogène et d'hélium, premières étoiles formées après le big bang. Aucune n'a été trouvée à ce jour : extrêmement massives (100 à 1000 masses solaires) leur durée de vie a été très courte et elles ont toutes disparu.


Le Soleil est une étoile de population 1, riche en métaux.


Tous les éléments présents sur Terre (hormis l'hydrogène et l'hélium) sont nés dans l'explosion d'une étoile massive (nommée Coatlicue) qui a formé la nébuleuse dans laquelle est né un amas ouvert d'étoiles dont faisait partie notre Soleil.


Les étoiles de l'amas ouvert se sont dispersées dans l'espace, notre système solaire se déplace maintenant seul dans une nébuleuse qui pourrait ressembler à cela :
























Pour aller plus loin sur ce sujet passionnant, il existe de nombreux sites, dont les deux suivants qui contiennent des articles détaillés sur la vie des étoiles :

  

  

Après sa naissance, une étoile connaît 3 étapes principales dans sa vie :

  

  1. La séquence principale
  2. La phase de déséquilibre
  3. La mort de l'étoile


Plus la matière se concentre, plus la température et le champ magnétique augmentent.


L'étoile rayonne dans l'infrarouge (chaleur) mais ne produit pas encore d'énergie.


C'est la phase T-Tauri qui dure environ 10 millions d'années.


Pendant sa formation, l'étoile va attirer presque toute la matière disponible (99,8%).

Etoile T-Tauri - Télescope Spatial Hubble


Comme vous avez pu le remarquer, le mécanisme menant à la formation d'une étoile est le même, quelle que soit sa taille.


Nous allons voir maintenant que sa taille, et plus précisément sa masse, a des conséquences importantes sur l'évolution d'une étoile.

Galaxie Messier 31

Nébuleuse IC 1396

Globule dans la Nébuleuse de la Carène

Le 17 août 2017, des ondes gravitationnelles ont été repérées par les récents détecteurs Ligo et Virgo, le phénomène a également été observé par 70 télescopes terrestres et spatiaux dans différentes longueurs d'ondes dont le visible par le télescope Hubble.

Ces observations multiples expliquent les énigmatiques sursauts gamma courts, et confirment l'existence des Kilonovae, qui proviendraient de la fusion de deux étoiles à neutrons.

La masse de l'objet créé est estimée à 2.74 masses solaires, il peut s'être transformé en étoile à neutrons massive ou en trou noir de petite masse.


Animation de la Kilonova AT 2017gfo dans la galaxie NGC 4993,

 par Hubble les 22, 26 et 28 août 2017 :