Les Landes et du Ciel #05 Saison 02 – LES ÉTOILES

Maintenant, intéressons-nous à tous les points lumineux que nous voyons dans notre ciel lors d’une belle soirée dégagée.

Tous ces points sont des étoiles, des soleils. Quelques 2500 sont visibles avec des bonnes conditions. L’immense majorité de ces étoiles appartient à notre galaxie qui comporte entre 200 et 400 milliards d’étoiles.

L’univers comporterait jusqu’à 2000 milliards de galaxies, quelques centaines de milliards galaxies importantes, le reste, des galaxies naines (dizaines de milliards d’étoiles)

Nous ne voyons que notre environnement proche, bras d’ORION, 2/3 extérieur de la galaxie.

Étoile la plus proche : Proxima du centaure alpha centauri (triple), 4,24 AL 270 000 UA (UA : Distance Terre-Soleil : environ 150 millions de kms).

Pour la rejoindre, il faudrait 2 133 348 ans en Concorde (2145km/h) ou 7 206 ans avec la sonde Solar probe la plus rapide (635 000 km/h)

QU’EST-CE QU’UNE ÉTOILE ?

N ous avons vu lors d’une précédente émission comment notre Soleil est né d’une nébuleuse de matière voguant dans l’espace. C’est le même mécanisme qui s’applique à toutes les étoiles

Une étoile est un corps céleste fait de plasma d’hydrogène et d’autres composés qui rayonne sa propre lumière par réactions de fusion nucléaire, ou des corps qui ont été dans cet état à un stade de leur cycle de vie, comme les naines blanches ou les étoiles à neutrons.

Cela signifie qu’ils doivent posséder une masse minimale pour que les conditions de température et de pression au sein de la région centrale — le cœur — permettent l’amorce et le maintien de ces réactions de fusion nucléaires, seuil en deçà duquel on parle d’objets substellaires.

Les masses possibles des étoiles s’étendent de 0,085 masse solaire à une centaine de masses solaires. La masse détermine la température et la luminosité de l’étoile. Jusqu’à peu, on pensait que la masse d’une étoile ne pouvait excéder 120 à 150 fois la masse solaire mais la découverte en 2010 d’une étoile ayant une masse 320 fois supérieure à celle du Soleil a rendu cette hypothèse caduque

AMAS D’ÉTOILES

Les étoiles semblent ne pas aimer la solitude, beaucoup d’entre elles qui semblent uniques à cause de l’éloignement sont en réalité doubles, voir triples ou même plus et liées par la gravitation : par exemple Proxima du Centaure, notre plus proche voisine, fait partie d’un trio appelé Alpha du Centaure.

Et puis il y a les amas d’étoiles dans lesquels les étoiles sont liées par la gravité. Ces amas peuvent être larges de 100 à 200 parsecs (1 parsec = 648 000 UA, soit 648 000 fois la distance Terre Soleil). On distingue les amas ouverts, les associations et les amas globulaires.

Dans les amas ouverts on trouve en général des étoiles jeunes qui proviennent du même nuage et sont encore liées gravitationnellement.

Par ex : Les Pléiades, Les Hyades, mais elles ont un mouvement propre et s’éloignent les unes des autres, au fil du temps elles deviennent des associations d’étoiles ; leurs mouvements propres montrent qu’elles proviennent du même nuage, mais elles ne sont plus liées par la gravité.

Amas ouverts et associations se trouvent dans les Galaxies et se dissipent en quelques millions d’années. Ce qui fait leurs différences avec les amas globulaires.

Les amas globulaires sont plus massifs, leurs étoiles sont donc plus fortement liées par la gravité. On ne les trouve pas dans mais en dehors du plan des galaxies, dans le halo. Ce sont peut-être les vestiges centraux de petites galaxies avalées depuis très longtemps ; d’une densité plus élevée au sein de la galaxie hôte ils ont été éjectés vers le halo. Durée de vie quelques milliards d’années.

Ex : Messier 13 dans la constellation d’Hercule.

FONCTIONNEMENT D’UNE ÉTOILE

L’histoire commence quelques secondes après le Big Bang.

C’est à ce moment que se synthétisent les premières briques de l’univers à savoir les atomes les plus simple : deutérium (isotope d’hydrogène avec un neutron en plus), hélium et des traces de lithium. Aucun élément plus lourd n’est formé.

Aujourd’hui plus de 74 % de l’univers (en masse) est composé d’hydrogène et environ 24% d’hélium. Formant ainsi de vastes nuages moléculaires composés essentiellement d’hydrogène

250 à 350 millions d’années après le Big Bang une première génération d’étoile va apparaitre dans ce nuage moléculaire géant.

Sous l’effet de la gravitation ces immenses nuages s’effondrent sur eux même, ils se contractent puis se mettent en rotation. Sous l’effet de la contraction : le gaz se densifie et est de plus en plus comprimé et commence à s’échauffer, la pression augmente et s’oppose de plus en plus à la densification.

Les noyaux d’hydrogène entrent en collision, et le gaz s’échauffe de plus en plus….

Lorsque la température dépasse les 10 millions de degrés la fusion nucléaire qui forme l’hélium à partir des noyaux d’hydrogène se déclenche … l’étoile s’allume !!!

Une étoile est donc une boule de gaz à l’état de plasma en équilibre hydrostatique entre la gravité qui tend à la contracter sur elle-même et la pression exercée par les réactions de fusion qui s’y déroulent en son cœur qui s’oppose à la gravitation et qui lui donne une forme sphérique

Ainsi nait une première génération d’étoile appelée étoile de population 3 par les astronomes. Ces étoiles primitives étaient assez différentes de celles nées ensuite. Il s’agit d’étoiles massives 100 à 1000 fois plus que le soleil, très lumineuses et très chaudes 100 000°C pour 5000°C pour le soleil,

Avec pour conséquence sur leur durée de vie qui est très courte car elles « brulent la chandelle par les 2 bouts » Elles vont donc épuiser très vite leur réserve de carburant nucléaire d’hydrogène en l’espace de 3 à 6 millions d’années en comparaison du soleil très pépère qui devrait vivre environ 10 à 12 milliards d’années.

Le cœur d’une étoile est donc une zone très dense et très chaude. Ces conditions permettent d’entretenir les réactions de fusion nucléaire qui transforme l’hydrogène en hélium.

Comment ça marche :

Les atomes d’hydrogènes sont les plus simples avec un proton un électron. Les protons ayant la même charge électrique, se repoussent mutuellement.

Mais l’énorme densité du noyau de l’étoile permet d’acquérir suffisamment d’énergie cinétique pour que les atomes d’hydrogène puissent fusionner et aboutir en un atome d’hélium

Comment se passe cette fusion nucléaire aussi appelée nucléosynthèse :

Pour faire court … six atomes d’hydrogène (un proton un électron) fusionnent pour donner un atome d’hélium (contenant 2 protons, 2 neutrons, 2 électrons)

Une grande quantité d’énergie est produite sous forme de radiation essentiellement des rayons gamma c’est-à-dire des photons de très haute énergie.

On constate que la masse au repos de l’hélium produit est inférieure à la somme des masses des 6 atomes d’hydrogène. C’est cette différence de masse qui est à l’origine de l’énorme quantité d’énergie de l’étoile. Energie qui peut être calculée à l’aide de la fameuse équation d’Einstein : E = MC2.

Pour information une étoile consomme des centaines de millions de tonnes d’hydrogène par seconde.

Lorsque ce combustible va diminuer suffisamment pour ne plus entretenir les réactions de fusion, la pression va diminuer le cœur de l’étoile va se contracter par gravitation.

Cette contraction va entrainer une augmentation de sa densité et de sa température, qui va entrainer à son tour la dilatation de l’enveloppe de l’étoile elle va donc grossir. L’enveloppe externe étant moins dense, elle se refroidit, ce qui pour l’étoile revient à émettre de la lumière dans le rouge : le résultat est ce que l’on appelle une géante rouge.

Par contre le cœur lui devient plus dense et donc plus chaud, des nouvelles conditions permettent d’amorcer de nouvelles réactions de fusion de l’hélium jusqu’alors impossible à cause de la répulsion des noyaux d’hélium. La fusion de l’hélium démarre, rétablit un nouvel équilibre hydrostatique et génère de nouveaux éléments chimiques telle que carbone et de l’oxygène.

Le même processus recommence lorsque l’hélium commence également à manquer. Le cœur de l’étoile se contracte à nouveau, offrant de nouvelles conditions plus propices à des réactions de fusion avec des noyaux de plus en plus lourds, ainsi de suite dans des cycles de plus en plus rapides. Jusqu’à la synthèse de fer (Z = 26),

Le fer dont les protons et neutrons sont tellement soudés fait qu’aucune énergie de fusion ne plus leur être arrachée. La fusion nucléaire s’arrête.

L’équilibre de l’étoile est rompu. Un phénomène ultra rapide (quelques millisecondes) se produit. L’étoile s’effondre sur elle-même, la température grimpe vertigineusement, et l’énergie accumulée par la contraction gravitationnelle désintègre les noyaux de fer en produisent des paires d’électron-positron, neutrons et neutrinos et/ou recombine les électrons et protons en produisant de nouveau atome lourd parmi ceux-ci des atomes de fer 60 isotope radioactif qui servira comme le carbone 14 de marqueurs temporels.

L’étoile achève sa vie dans une fantastique explosion thermonucléaire mais en fait il s’agit d’une implosion

2^ème génération

Environ 10 millions d’années plus tard, le même scénario va se reproduire pour la 2eme génération qui va toutefois produire des étoiles moins massives et vivant plus longtemps

Ces étoiles vont aussi synthétiser des noyaux lourds jusqu’au fer mais en fin de vie en explosant et avec les atomes lourds produit lors de la 1^ère génération elles vont synthétiser de nouveaux noyaux encore plus complexes dont le phosphore élément indispensable à la vie et un autre marqueur temporel va apparait l’isotope radioactif : l’aluminium 26

La fin de vie des étoiles de 2^ème génération est différente de la 1^ère génération d’étoile mais reste tout autant spectaculaire et cataclysmique car en fonction de leur masse elles finiront soit étoile à neutron soit en naine blanche ou encore en trou noir et parfois en super nova…

3^ème génération

Le temps s’écoule de nouveaux, L’activité stellaire conjuguée aux effets gravitationnels va provoquer une troisième génération d’étoiles dans ces nuages gazeux enrichis des atomes des 2 premières générations

Parmi ces étoiles de 3ème génération se trouve notre soleil !

DURÉE DE VIE DES ÉTOILES

La durée de vie d’une étoile dépend essentiellement de la masse cumulée à la naissance. Une étoile massive entretient un niveau de réactions nucléaires très élevé, très puissant, elle développe et consomme beaucoup d’énergie, très rapidement ; de ce fait, elle ne vit que quelques dizaines de millions d’années. Une petite étoile, beaucoup plus sobre, peut vivre des dizaines et même des centaines de milliards d’années.

TYPES D’ÉTOILES

Les astronomes classent les étoiles en utilisant la température effective et la luminosité. Cette classification à deux paramètres permet de définir 2 types d’étoile. Les naines ou des géantes.

Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l’une ou l’autre de ces catégories, il faut garder en tête qu’il ne s’agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et passe d’une catégorie à une autre.

Naines brunes

Les naines brunes ne sont pas des étoiles, mais des objets sub-stellaires qualifiés parfois « étoiles manquées ». Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives pour démarrer la fusion nucléaire. Elles peuvent rayonner cependant faiblement par contraction gravitationnelle.

Naines rouges

Les naines rouges sont de petites étoiles rouges. On les considère comme les plus petites étoiles en tant que telles, Elles brûlent lentement leur carburant, ce qui leur assure une très longue existence. Elles sont les plus abondantes : au moins 80 % des étoiles de notre Galaxie sont des naines rouges.

Naines jaunes

Le Soleil est un exemple de naine jaune

Ce sont des étoiles de taille moyenne qui la fin de leur existence évoluent en géante rouge, cette dernière en expulsant ses couches externes — déploie alors une nébuleuse qui dévoile une naine blanche.

Naines blanches

Les naines blanches sont donc les résidus de l’évolution des étoiles de faible masse

Ce sont des étoiles « mortes » puisqu’elles ne sont plus le lieu de réactions thermonucléaires produisant de la chaleur. Cependant, elles sont initialement très chaudes et de couleur relativement blanche

Naines noires

Comme une plaque chauffante qu’on éteint, les naines blanches se refroidissent inexorablement. Toutefois, cela se fait très lentement Elles perdent peu à peu leur éclat et deviennent invisibles au bout d’une dizaine de milliards d’années. Ainsi, toute naine blanche se transforme en naine noire.

L’Univers, vieux de 13,8 milliards d’années, est encore trop jeune pour avoir produit des naines noires.

Géantes rouges

Une géante rouge annonce la fin d’existence de l’étoile, qui atteint ce stade lorsque son noyau a épuisé son principal carburant, l’hydrogène. Ses couches externes gonflent sous l’effet de l’énergie dégagée par la fusion, la couche externe refroidit et l’étoile rougit.

Géantes, géantes lumineuses, super géantes et hyper géantes

Sur le Diagramme de Hertzsprung-Russell, au-delà d’une certaine luminosité, les étoiles prennent successivement les noms de géante, de géante lumineuse, de super géante et d’hyper géante. Dans le cas des étoiles géantes, d’une géante bleue par ex en fin de vit sa température de surface diminue. Elle devient alors selon sa masse une géante rouge ou une super géante rouge qui finira peut-être en étoile naine.

Les super géantes et les hypergéantes sont les étoiles les plus massives et lumineuses de l’Univers observable.

Étoiles variables lumineuses bleues

Une étoile variable lumineuse bleue il s’agit d’hyper géante bleue à luminosité variable qui expulse occasionnellement de grandes quantités de matière. La luminosité varie de façon perceptible sur des périodes de temps très courtes, parfois de façon spectaculaire.

Elles peuvent évoluer en étoile Wolf-Rayet

Étoiles Wolf-Rayet

Les étoiles Wolf-Rayet sont des étoiles très massives en fin de vie qui expulsent de très grandes quantités de matière sous forme de vents solaires à haute vitesse si intenses qu’ils forment un nuage autour de celle-ci. Elles ont une durée de vie très brève de seulement quelques millions d’années, avant d’exploser en supernova.

Étoiles à neutrons et trous noirs

Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d’une fois et demi celle du Soleil dans un rayon d’environ dix kilomètres. Ce sont les vestiges d’étoiles très massives dont le cœur s’est contracté pour atteindre des valeurs de densité extraordinairement élevées

Ces objets possèdent des champs magnétiques très intenses et pour les plus intenses, on parle de magnétar

D’autre part Le moment cinétique de l’étoile étant conservé lors de l’effondrement du noyau, l’étoile à neutrons possède une vitesse de rotation extrêmement élevée, et pour les plus rapide pouvant atteindre le millier de tours par seconde on parle de pulsar

Parfois, le noyau de l’étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. Il se contracte inexorablement jusqu’à former un trou noir.

Quasars

Les quasars sont des astres distants, qui apparaissent comme des étoiles très brillantes lorsqu’on les observe au télescope, mais dont on sait aujourd’hui que ce sont des exemples de ce que l’on appelle des noyaux actifs de galaxies, On pense que leur prodigieuse énergie provient de l’accrétion de la matière par des trous noirs super massifs en rotation, pouvant contenir des millions à des milliards de masses solaires

CLASSIFICATION DES ETOILES

Diagramme HR

Un classement « visuel » des étoiles a été imaginé vers 1910 par les astronomes Hertzsprung et Russel. C’est un diagramme donc il a deux entrées :

En abscisse, on met la t° de surface des étoiles, de 2000° à 40000° : c’est le type spectral désigné par les lettres initiales d’une phrase magique imaginée par des étudiants (Oh Be A Fine Girl Kiss Me), du blanc au rouge.

En ordonnée, on met leur luminosité, magnitude, en valeurs multiples du Soleil (=1). En y plaçant les étoiles selon leurs critères on trouve la place de chacune et on peut connaitre son parcours évolutif et sa destinée. Ainsi notre soleil est actuellement dans la séquence principale, zone d’équilibre, et dans 4 milliards d’années il entrera dans la branche des géantes rouges avant de rejoindre celle des naines blanches, étoiles éteintes.

INTERACTIONS

Le vent Solaire

C’est comme un souffle provenant du Soleil. Il est fait de particules, ions, électrons de tous les éléments fabriqués par le Soleil qu’il rejette dans l’espace. Ce vent solaire oriente la queue de plasma des comètes, provoque les orages magnétiques sur Terre et occasionne les aurores polaires.

Les aurores : les particules du vent solaire arrivent au niveau de la Terre, elles sont captées par les lignes de force du champ magnétique terrestre et réagissent au choc avec les atomes de la haute atmosphère ; la couleur des effets trahit la nature des particules en interaction.

Pourquoi phénomène polaire ? les lignes de force du champ magnétique se referment aux pôles, elles y conduisent donc les particules solaires, d’où concentration. En fonction de la puissance de ce vent solaire on verra les aurores plus ou moins loin des pôles, comme en mai dernier. La surveillance des éruptions solaires sert à prévenir et protéger les appareils électroniques terrestres, de télécom, de navigation aérienne et les satellites de ces particules très énergétiques.

ENRICHISSEMENT

Si on repart de la 1^ère génération d’étoile

Une fois l’hydrogène consommée un nouveau cycle repart au sein de l’étoile en démarrant la fusion des atomes d’hélium avec le rétablissement de l’équilibre hydrostatique. Ce cycle va se reproduire de plus en plus rapidement de nouveaux éléments atomiques un peu plus lourds entrent en jeu : Carbone, Néon, Oxygène, Silicium et ainsi de suite jusqu’au fer ou le processus s’arrête pour terminer dans une formidable explosion supernova qui éjecte.

L’enveloppe gazeuse, formée de tous les nouveaux éléments, se dispersera dans l’espace en quelques dizaines de milliers d’année ces nouveaux élément viendront ensemencer les nuages moléculaires déjà présents et entreront dans la composition de futures étoiles !

Ainsi la deuxième génération d’étoile va elle aussi synthétiser des nouveaux noyaux encore plus complexes dont le phosphore élément indispensable à la vie.

A l’issue de ce 2^ème round l’univers s’est enrichi d’atomes divers. Le tableau périodique des éléments mis au point par Mendeleïev est pratiquement complet et notamment les éléments chimiques nécessaires à la vie sont désormais présents !

L’activité stellaire se poursuit avec une 3^ème génération d’étoiles enrichis des atomes de la 1^ère et 2^ème génération parmi celles-ci apparait notre étoile, notre Soleil ! tout est prêt pour l’apparition de la vie sur terre.

RADIATIONS

Le Soleil et d’autres étoiles émettent des radiations. On les appelle « rayonnement cosmique ».

Le rayonnement cosmique comprend deux types de rayonnement :

Le rayonnement électromagnétique est constitué de rayons comme les rayons gamma ou les rayons X.

Le rayonnement de particules peut inclure les neutrons, les particules alpha et les particules bêta. Ces particules proviennent des noyaux d’atomes lourds comme ceux du fer.

Fort heureusement, l’atmosphère et la magnétosphère (le champ magnétique) de la Terre absorbent et filtrent ce rayonnement. Certaines formes de rayonnement parviennent à traverser ces barrières protectrices. Toutefois, nous sommes protégés des fortes doses de rayonnement cosmique.

Les rayons cosmiques sont formés de particules chargées très énergétiques. Il s’agit en fait d’un type de rayonnement ionisant qui est dangereux pour les personnes et pour les appareils dans l’espace.

Lorsque ces particules entrent en collision avec celles d’autres objets, elles peuvent fractionner leurs molécules. Cela peut entraîner la formation de particules secondaires, par exemple des neutrons et d’autres particules subatomiques.

Comme nous l’avons vu, le rayonnement peut provenir des neutrons, des particules alpha, des particules bêta et des rayons gamma.

Cependant, les neutrons peuvent pénétrer plus profondément dans la matière que d’autres formes de rayonnement. Chez les êtres humains, les radiations neutroniques peuvent endommager les cellules ou provoquer leur mutation. Ces cellules peuvent alors devenir cancéreuses ou mourir.

Ces rayonnements peuvent stériliser la surface d’un astre qui perdrait sa couche protectrice qu’est l’atmosphère. Si une vie existait alors, elle serait irrémédiable détruite.

Couche d’ozone terrestre :

Elle absorbe la plus grande partie du rayonnement solaire ultraviolet dangereux pour les organismes. Elle a donc un rôle protecteur pour les êtres vivants et les écosystèmes.

Sans la couche d’ozone dans la haute atmosphère, la vie telle que la planète l’a connue depuis la fin de l’Archéen, (entre 4 et 2,5 milliards d’années) n’aurait été possible que dans les océans, à une profondeur suffisante de la surface des eaux (les UV ne pénétrant qu’à quelques mètres sous la surface). Ce fut le cas au cours de l’Archéen, lorsque l’atmosphère de la Terre était dépourvue de dioxygène (et donc de couche d’ozone).

D’où le besoin impérieux de conserver cette protection pour la survivance des espèces terrestres.

TAILLE DES ETOILES

On trouve dans l’Univers des étoiles de tailles très différentes.

Après les étoiles à neutrons, les plus petites sont les naines blanches, étoiles mortes, très denses, de la taille de la Terre, puis les naines brunes, pseudo étoiles, les sous naines et les naines rouges qui font 1/10ème du Soleil comme Proxima de Centaure, puis les naines jaunes semblables au Soleil, jusqu’aux géantes bleues comme Spica (8 x Soleil), blanches comme Sirius (2 x Soleil) et super géantes blanches (Deneb 200 x Soleil) ou hyper géantes rouges comme Bételgeuse ( 950 x Soleil) , Antarès (800 fois) , la plus grosse étoile connue étant la rouge UY Scuti, de l’écu de Sobieski avec 1708 fois le Soleil, elle engloberait l’orbite de Saturne. Ces grosses étoiles finiront leurs vies dans des explosions gigantesques appelées Supernovas, il en restera des étoiles à neutrons, des Pulsars ou encore des trous noirs.