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Note: les photos proviennent du site web du Télescope spatial Hubble.

  I. Les étoiles brillent  
     

D'une manière générale, une étoile est une bombe à hydrogène. On retrouve au coeur des étoiles le même genre de réactions que celles se produisant dans une bombe H, soit une réaction de fusion nucléaire. Lors d'une telle réaction, les noyaux de deux atomes légers s'unissent pour former un noyau plus lourd. Dans le cas d'une étoile, des noyaux d'hydrogène s'unissent pour donner un noyau d'hélium (figure ci-contre). L'hydrogène étant le «combustible» des étoiles, il en est donc un des principaux constituants.

   

       Une réaction de fusion nucléaire, également appelée thermonucléaire, libère beaucoup d'énergie : une seule bombe H anéantirait la ville de Montréal. À chaque seconde, il y a l'équivalent de quelques millions de ces bombes explosant dans le coeur du Soleil ! Il y fait environ 14 000 000K . Cette activité ne se produit que dans les environs du coeur de l'étoile, là où la gravité assure la pression et la température nécessaires au déclenchement de réactions nucléaires. Pour que celles-ci puissent s'enclencher dans le coeur de l'étoile, cette dernière doit être d'au moins 0,1 masse solaire.  La chaleur intense produite au centre se propage progressivement jusqu'à la surface de l'étoile, laquelle produit alors un rayonnement très fort.  Une bonne partie de ce rayonnement est visible. L'étoile brille.
   

 Le Soleil est un tout petit peu plus gros que la moyenne des étoiles. La gravité régnant en son centre crée les conditions nécessaires pour que la fusion nucléaire se fasse, mais celle-ci ne se fait pas trop vite. Le Soleil peut ainsi briller tranquillement, durant un peu plus de 10 milliards d’années.

       La gravité dépend de la masse de l’étoile. Au centre d’étoiles de masse plus importante, comme Rigel d'Orion ou Deneb du Cygne, la gravité est telle que la fusion de l’hydrogène est accélérée. Ces étoiles ne vivent pas très longtemps (quelques dizaines de millions d’années) et sont beaucoup plus chaudes. Ce sont des géantes bleues. L’étoile la plus grosse jamais observée dans notre galaxie est Eta de la Carène (Photo de droite), dont la masse est estimée à plus de 100 masses solaires.

          
        Bien que la masse et le volume d'une étoile soient relativement constants, plusieurs forces s’opposent pour modifier ses dimensions. Les réactions de fusion nucléaire au coeur d'une étoile tendent à disperser cette étoile, à projeter sa matière vers l'extérieur (figure de droite - forces A). Au contraire, la force gravitationnelle essaie de tout retenir (figure de droite - forces B), tout comme la force gravitationnelle terrestre nous retient sur Terre.  En fait, la force gravitationnelle tend à comprimer l'étoile. Lorsque les deux forces (nucléaire vers l’extérieur, gravitationnelle vers l’intérieur) s'annulent, l'étoile conserve une dimension assez constante. La séquence principale est cette phase de l’existence d’une étoile où elle brille en raison de la fusion de l’hydrogène en son centre. Notre Soleil en est là.

 
  II. Un berceau d’étoiles  
     
Certaines régions de l’espace contiennent des poussières ou des gaz dont la concentration est suffisante pour que la présence de ces nuages soit perceptible. On nomme ces nuages nébuleuses. Ces nuages sont immenses, contenant des quantités de gaz allant jusqu’à 50 000 masses solaires et pouvant mesurer quelques dizaines d'années-lumière. On détecte ces nébuleuses par le rayonnement infrarouge qu’elles émettent, soit lorsqu’elles sont éclairées par une étoile voisine, soit en raison de leur température propre (qui est tout de même assez froide : 100 K).  
     
    Sous l’effet de sa propre gravité, il est possible qu’un nuage se contracte et s’effondre sur lui-même (figure de droite - A et B). Cela entraîne une augmentation  de sa densité et de sa température. Il se forme alors une protoétoile (D). La contraction se poursuit jusqu’à ce que la température atteigne un seuil critique (environ 10 000 000 K). Au delà de ce seuil, les réactions de fusion nucléaire s’amorcent. Le rayonnement produit repousse les nuages de gaz restant et l’étoile émerge donc du nuage. Une étoile est née.  Si le nuage initial est assez gros, il arrive que celui-ci se fragmente en «globules» qui formeront chacun une protoétoile différente (C).
   

        C'est ainsi que naissent certains amas d'étoiles, tel que les Pléiades ( M45 ), dans le Taureau (photo de droite), ou encore l'amas ouvert d'Hercule, comprenant plus de 25 000 étoiles.
     
        Certaines régions du ciel sont de véritables pouponnières d’étoiles et les astronomes les scrutent afin de bien comprendre les mécanismes entourant la naissance d’une étoile. C’est cependant très difficile  en raison des gaz formant ces nuages : ils masquent en grande partie ce qui se passe à l’intérieur.  Il est toutefois possible de contourner ce problème (en partie) en observant le rayonnement infrarouge émit par ces régions.  Les nébuleuses d’Orion (M42, à gauche) et de la Lagune (M8, à droite) voient naître actuellement de nombreuses étoiles. La nébuleuse d’Orion est perceptible à l’oeil nu.

 
     
  III. En approchant la fin...  
     

La fusion de l’hydrogène produit de l’hélium. La diminution de la quantité d’hydrogène dans le coeur s’accompagne d’une augmentation de la quantité d’hélium. Lorsque l’hydrogène s’épuise au centre de l’étoile, les réactions de fusion diminuent rapidement, entraînant ainsi la contraction et donc le réchauffement du coeur (figure de gauche - couche A) et des couches voisines (couche B).

        La fusion de l’hydrogène va se poursuivre, mais seulement dans la «coquille» entourant le coeur (couche B). La chaleur produite dans cette coquille va provoquer une expansion des couches externes de l’étoile (couches C et D). Cette expansion s’accompagne du refroidissement des couches situées le plus à l’extérieur. La température peut alors diminuer jusqu’à 4000 K, entraînant un changement de la couleur de l’étoile, qui peut ainsi passer du jaune au rouge. C’est une géante rouge. Bételgeuse d’Orion et Antarès du Scorpion sont des étoiles de ce type. Elles approchent de la fin de leur vie. Le Soleil atteindra ce stade dans 4 milliards d’années. Son volume devrait alors augmenter au point d’englober Mercure, Vénus et... la Terre.

        La température au centre de ces géantes rouges peut atteindre des valeurs voisines de 100 000 000 K, ce qui est suffisant pour causer la fusion de l’hélium. Cette fusion produit du carbone dans le coeur de l’étoile. Ce processus se poursuit jusqu’à ce que l’hélium soit épuisé. Il se développe alors de nouvelles couches où le coeur est formé de carbone, la couche suivante d’hélium, la suivante d’hydrogène... À la fin de sa vie «nucléaire», le Soleil aura un coeur formé de carbone et d’oxygène (figure de droite).
     
  IV. Mort d'une étoile : de la nébuleuse planétaire à la naine blanche  
     

À l’étape de la géante rouge, l’expansion des couches externes les entraîne si loin de l’étoile qu’il est possible que ces couches soient carrément éjectées dans l’espace (la gravité étant devenue trop faible pour les retenir). Il se forme alors un nuage sphérique de gaz entourant l’étoile. Ce nuage est éclairé par la lumière de l’étoile. Au télescope, il a l’air d’une tache au centre sombre (ça peut avoir un peu l’air d’un beigne) que les découvreurs de la fin du XVIIe siècle prirent pour des systèmes planétaires ...en train de se former. Ils nommèrent donc ces phénomènes des nébuleuses planétaires. La nébuleuse de la Lyre (M57) et la nébuleuse de l’Hélice (NGC7293) dans le Verseau sont des nébuleuses de ce type.

 

 

 

 

 

 
     
Suite à l'éjection des couches externes de l’étoile, la partie centrale reste seule et les réactions nucléaires y diminuent rapidement. La gravité comprime alors «l’étoile» restante à un point tel que chaque centimètre-cube de celle-ci contient plusieurs tonnes de matière. À cette densité, il y a tellement de particules par unité de volume que les électrons des atomes se touchent presque et rebondissent les uns sur les autres continuellement. Ceci crée une pression appelée pression de dégénérescence des électrons. C'est cette pression qui lutte maintenant contre la gravité et l’empêche de comprimer l'étoile davantage. Ce genre d'étoile s'appelle une naine blanche. Elle refroidit alors et devient lentement (en 1 à 10 milliards d’années) une naine noire, un corps astral mort.  
     
          La pression de dégénérescence des électrons est capable de lutter contre la force gravitationnelle d'une étoile à condition que la masse initiale de cette étoile ne dépasse pas 1,5 masse solaire. Au-delà de cette valeur, la gravité est trop forte et même la pression des électrons ne peut la contenir. Lorsque le Soleil aura terminé sa vie nucléaire, il deviendra une naine blanche. Sa masse restante sera concentrée dans une toute petite sphère pas plus grosse que la Terre, c’est-à-dire dans un volume 100 fois plus petit (figure de droite). C’est comme si on essayait de comprimer une boule de 1 m dans une bille de 1 cm. De plus, la température actuelle au centre du Soleil est d'environ 14 millions de degrés Kelvin alors que la température d'une naine blanche n'est que de 15 000 K ...plutôt froid !
     
  V. Mort d'une étoile : les supernovæ

Longtemps, de l’Antiquité à la fin du Moyen-Âge, les Hommes ont cru que le ciel était immuable, qu'il ne changeait pas. C’est la raison pour laquelle tous les événements particuliers apparaissant dans le ciel étaient considérés comme des signes divins d’événements à venir. Les comètes et les étoiles filantes, les éclipses et autres occultations étaient des messages des Dieux, des signes du destin.

        De temps en temps, c’était carrément des nouvelles étoiles qui apparaissaient pour une durée plus ou moins longue. L’observation de ces novæ stellæ à l’oeil nu est assez rare. Cependant, l’invention du télescope au XVIIe siècle et le développement ultérieur des grands télescopes ont permis d’en trouver beaucoup d’autres. Ces novae ne sont plus maintenant considérées comme de nouvelles étoiles, mais comme des émissions soudaines de lumière par certaines étoiles. On a observé, dans des galaxies lointaines, quelques cas où la luminosité d'une des étoiles de la galaxie augmentait soudainement au point de dépasser la luminosité de la galaxie entière. Ces étoiles ont été appelées supernovae, pour les distinguer des novae ordinaires. On sait maintenant qu'il s'agit de deux phénomènes différents.        

 
     
 

 
     
      Lorsque le combustible nucléaire que contient le coeur d’une étoile massive est épuisé, plus rien ne s’oppose à la formidable force gravitationnelle comprimant l’étoile. À la suite d’une succession de phénomènes impliquant le noyau des atomes, la pression au centre de l’étoile diminue et le coeur de l'étoile «implose», c'est-à-dire s'effondre sur lui-même sous l'effet de cette gravité (figure du haut, partie A). Cette implosion est très rapide... moins d’une seconde. La partie centrale du coeur rebondit sur elle-même (partie B), vient frapper les couches externes et les projette dans l’espace dans une formidable explosion (partie C). Cette supernova peut libérer en quelques jours 100 fois plus d'énergie que le Soleil n'en produira en dix milliards d'années d'existence. Si la supernova se produit au voisinage d’un nuage de gaz interstellaire (assez fréquent dans les bras des galaxies en spirales, comme par exemple M101, à gauche), l’onde de choc provoquée par l’explosion peut entraîner la contraction et l’effondrement de ce nuage, la formation de protoétoiles et... la naissance de nouvelles étoiles. La mort d’une étoile peut donc causer la naissance d’autres étoiles.  
     
        L'observation d'une supernova à l’oeil nu est un événement très rare. L’astronome Tycho Brahe en observa une en 1572 dans la constellation de Cassiopée. Une autre fut observée en 1604 dans la constellation d’Ophiuchus, par Johannes Kepler. On ne relate en fait, qu’une dizaine de supernovæ au cours des 2 000 dernières années. Certaines d'entre elles furent remarquables par leur durée : plusieurs semaines ou même plusieurs mois, ou par leur éclat : la supernova de l'an 1006 et celle de 1054 furent visibles en plein jour. La nébuleuse du Crabe (M1) dans la constellation du Taureau est le reste de la supernova observée par les Chinois le 5 juillet 1054. De 1604 jusqu’en 1987, aucune supernova ne fut observée.
     
        Le 23 février 1987, Ian Shelton, un astronome canadien travaillant à l'observatoire de Las Campañas, au Chili, prenait des photos du Grand Nuage de Magellan (figure de droite), une petite galaxie voisine de la nôtre. Cette galaxie ne peut être observée que dans l’hémisphère sud. Il remarqua une étoile très brillante qui n'était pas là la veille. L’étoile Sanduleak venait d'exploser.   Les télescopes de l'hémisphère sud se sont aussitôt braqués sur ce phénomène pour profiter de l’occasion d’observer et de faire toute une série de mesures sur ce type d’événement si particulier.
     
  VI. Après la supernova, l’étoile à neutrons ou le trou noir ?  
     
 

On sait que la force gravitationnelle est directement proportionnelle à la masse : une masse plus grande implique une force gravitationnelle plus grande. Plus la masse d'une étoile est grande, plus la gravité qu'elle doit supporter et contrer est forte. De la même manière qu’il peut y avoir plusieurs scénarios durant la vie d’une étoile, il peut y en avoir plusieurs après sa mort. Ces scénarios dépendent de la masse initiale de l'étoile.

        Si une étoile possède une masse comprise entre 1,5 masse solaire et environ 3 masses-solaires, la pression au centre de l’étoile est telle que le coeur de l’étoile est comprimé à des densités pouvant atteindre des valeurs d'environ 10 000 tonnes/cm3. Il se produit alors une réaction où un électron et un proton se combinent pour former un neutron et d'autres particules. La compression se poursuit, transformant protons et électrons en neutrons. À 1 000 000 tonnes/cm3, les neutrons quittent le noyau des atomes et forment un «gaz» séparé. Quand la densité atteint 100 000 000 tonnes/cm3, le noyau des atomes se brise complètement, incapable de résister à de telles pressions. L’étoile est alors formée de 80% de neutrons, 10% de protons et 10% d'électrons. Les neutrons rebondissent les uns sur les autres, créant ainsi une pression de dégénérescence des neutrons, ceux-ci jouant alors le rôle tenu par les électrons dans les naines blanches. La pression créée par le rebondissement des neutrons est capable de s'opposer à la gravité. On assiste alors à la formation d'une étoile à neutrons stable. Son diamètre sera de 10 à 20 km. Rappelons qu’une masse comparable à celle d’une étoile y est entassée.

 
     
          La plupart du temps, ces étoiles à neutrons sont en rotation rapide, émettant des signaux électromagnétiques (des ondes radios, par exemple) à intervalles réguliers, comme des phares (figure de droite). De la Terre, on perçoit une pulsation électromagnétique. Ces astres sont appelés des pulsars. Il y en a un au centre de la nébuleuse du Crabe qui est, on s'en rappelle, le reste de la supernova de 1054.
   
        Les pulsars furent découverts en octobre 1967 à Cambridge. L’astronome Anthony Hewish et une de ses étudiantes, Jocelyn Bell, font des observations du ciel dans le domaine des ondes radio. En étudiant des signaux radios en provenance de la constellation du Taureau, ils captent un signal radio intermittent, une sorte de bip bip excessivement régulier, mais dont l’intensité est variable.  Intrigués, ils cherchent à en déterminer la source. Après avoir éliminé toutes les causes terrestres, Hewish et Bell commencent à penser à LGM (...Little Green Man): l’idée du message codé envoyé par les extraterrestres commence à leur trotter dans la tête.  En décembre de la même année, ils trouvent un deuxième signal du même type. Ils mettent donc LGM de côté et en viennent à penser qu’il s’agit d’objets astronomiques d’un type jusqu’alors inconnu.   Ils nomment ces objets pulsar (plusating star)  ...et baptisent les deux nouveaux objets LGM-1 et LGM-2 !
     

        Le pulsar n’est pas la seule voie que peut suivre une étoile après l’étape de la supernova. Lorsque la masse d'une étoile est très importante (supérieure à trois masses solaires), la compression subie par l’étoile après la supernova entraîne une augmentation de la gravité à la surface de cette étoile. Cette gravité extraordinaire peut alors être capable d’empêcher même la lumière de quitter l’étoile. Comme la lumière ne peut s'échapper, elle ne peut pas parvenir à l’extérieur et ainsi, on ne peut pas voir l’objet en question : c’est un trou noir. À ce point, la densité est telle que la masse totale du Soleil, par exemple, pourrait être contenue dans un ballon de basket-ball.

L’existence des trous noirs fut d’abord une hypothèse provenant d’un modèle mathématique, comme l’étaient à l’origine les étoiles à neutrons. Cependant, le 24 mars 1990, le satellite russe Granat, conçu pour la détection des événements astronomiques violents, détecte une puissante source de rayonnement gamma, située tout juste à côté du centre de la Voie lactée (notre galaxie). Les astronomes croient que ce rayonnement gamma hautement énergétique provient d'échanges de matière entre un trou noir et un astre voisin. Évidemment, cette observation est indirecte, mais c’est à peu près le seul moyen de détecter des objets qui par définition, n’émettent rien. Des objets (gaz, comètes, astéroïdes...) tombant dans un trou noir sont tellement chauffés qu’ils émettent du rayonnement pouvant aller même dans les rayons X et gamma. Aujourd’hui, les astronomes croient que chaque galaxie cache un trou noir massif en son centre.

  
     
     
  VII. Résumé  
 

 

  
     
 

Une étoile se forme suite à l’effondrement et la contraction d’un nuage de gaz interstellaire, appelé nébuleuse (figure ci-haut - A). Cette contraction du nuage permet d’augmenter sa pression et la température, formant progressivement une protoétoile (B). Les réactions nucléaires au centre de l’étoile peuvent s’enclencher si la masse de l’étoile est suffisante. Ces réactions voient des atomes d’hydrogène fusionner pour former des atomes d’hélium, libérant beaucoup de chaleur.

        La masse influence la gravité agissant sur l’étoile et par conséquent la pression et la température régnant au centre. Une grosse étoile est très chaude, paraît bleue et brûle ses immenses réserves d’hydrogène très rapidement. Une petite étoile est plus froide, paraît rouge et vit très longtemps. Une étoile moyenne - comme le Soleil - a une température de surface moyenne et paraît jaune. Dans tous les cas, l’étoile a une apparence relativement stable (C).

        Vers la fin de la vie de l’étoile, à la fin de la phase de la géante rouge (D), les réactions de fusion nucléaire cessent, la gravité comprime l’étoile, entraînant ainsi une suite de phénomènes dont la nature et la vitesse dépendent de la masse initiale de l’étoile. Si l’étoile n’est pas trop grosse, elle projette dans l’espace ses couches externes et forme une nébuleuse planétaire (E). Le coeur de l’étoile devient une naine blanche où le rebondissement des électrons les uns sur les autres empêche l'étoile de se comprimer davantage. Elle refroidit ensuite lentement pour devenir une naine noire.

        Enfin, lorsque la masse initiale de l’étoile est forte, la pression des électrons ne peut résister à la gravité et celle-ci comprime davantage l'étoile, au point où des électrons et des protons réagissent pour former des neutrons. L’effondrement du coeur qui en résulte cause alors une gigantesque explosion appelée supernova (F) expédiant dans l’espace la plus grande partie des restes de l’étoile (ce qui servira éventuellement à créer de nouvelles étoiles et planètes). Ce qui reste du coeur forme une étoile à neutrons, probablement un pulsar. Si la masse initiale de l’étoile est vraiment très grande, le coeur de l’étoile est comprimé au point où même la lumière ne peut s'en échapper : c’est un trou noir. L’onde de choc créée lors de la supernova peut causer l’effondrement d’un autre nuage interstellaire, pouvant amener à son tour la formation d’une nouvelle étoile.

  

 

 

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