Dernière mise à jour :2008-07-24

sciences

Chaque nuit, les étoiles se montrent à la vue de tous pour rendre tout son charme au ciel nocturne. Chaque nuit, une multitude de gens, posent leur regard sur ces petits points lumineux. Chaque jour se lève à nouveau l'étoile la plus contemplée par le peuple de la Terre : le soleil.

Des millions d'étoiles dans « Omega Centauri » (Loke Kun Tan (StarryScapes) )

Historiquement, depuis quelques millier d'années, les observateurs des étoiles et du ciel ont progressé considérablement et ont accumulé une bonne quantité d'information concernant ces astres. Nous avons compris que c'est la Terre qui est en rotation autour du soleil et non l'inverse et que plusieurs autres planètes tournent autour de ce soleil. Nous avons aussi découvert que la distance séparant la Terre des étoiles est énorme. Nous savons aussi de quoi les étoiles sont formées.

Les étoiles sont d'énormes boules de gaz et de plasma. Le plasma est un état de la matière qui, à son origine est une forme de gaz qui se ionise ensuite. Le plasma est différent des atomes normal formant la matière. Un atome est composé d'un noyau dont la charge électrique est positive ainsi que d'un ou plusieurs électrons dont la charge est négative. Ces deux éléments sont liés par une force d'attraction entre les charges positives et négatives. Le plasma, pour sa part est une forme de gaz dont les atomes ont été brisés en électrons négatifs et ions positifs. Les ions sont des atomes dépourvus d'électrons. Ceux-ci se retrouvent donc avec une charge électrique positive. Le plasma se forme à cause de la forte température. Plus on se dirige au coeur de l'étoile, plus le gaz est fortement ionisé, car la chaleur y est plus intense. Si on prend le soleil, par exemple, sa température en surface est de 6000 degrés, alors que au coeur de celui-ci, elle atteint des millions de degrés!

La Nébuleuse de l'Aigle par le télescope spatiale Hubble.

C'est avec la découverte par Einstein de l'équation la plus connu sur cette planète, c'est à dire E=mc2, que les chercheurs commencèrent à comprendre le mécanisme qui est à l'origine de cette source d'énergie. En fait, les étoiles naissent par la contraction d'immenses nuages gazeux (nébulaeuses). Cette nébuleuse est formée des éléments suivant :

  • 90% d'hydrogene
  • 9% d'hélium
  • 1% d'autres éléments et de poussières

À un certain moment, une région de la nébuleuse prend une forme vaguement sphérique, et se met à tourner sur elle même dû à des événements externes comme par exemple, l'onde de choc de l'explosion d'une étoile. La gravitation augmente et les atomes des gaz sont attirés vers le centre de la sphère. On dit que le nuages de gaz s'effondrent sous leur propre poid à cause de la force gravitationnelle. Ceci provoque le réchauffement du gaz. Le coeur de l'étoile ou de la contraction atteint alors des millions de degrés. C'est à ce stade précis que l'étoile naîtra. En effet, le rapprochement des particules combiné à leur forte agitation produira une réaction nucléaire.

Plus précisément, des protons (nucléon, il forme le noyau de l'atome avec les neutrons. Leur charge électrique est +1 soit l'inverse de celle des électrons) vont se rencontrer et fusionner pour devenir du deutérium. Celui-ci fusionnera à son tour avec un proton pour former de l'hélium 3. Deux noyaux d'hélium formeront ensuite de l'hélium 4. C'est la fusion de deutérium vers hélium qui libère une grande quantité d’énergie nucléaire, sous forme de photons (faisceau de particules sans masses composé d'une énergie qui est proportionnelle à la fréquence du rayonnement associé). La masse des particules fusionnées est plus faible que la masse de celle-ci avant fusion. On dit de cette réaction qu'elle est exothermique. Où est passé la différence de masse? Celle-ci est convertie en énergie (E=mc2)!

Ce processus représente environ 91% de l'activité de production gazeuse de l'étoile. Il se produit aussi parfois une fusion entre hélium 3 et un noyau d'hélium 4 ce qui résulte en bérillium.

Le temps de fusion hydrogène en hélium est différent d'une étoile à l'autre. Une étoile d'une masse plus imposante qu'une autre brûlera plus rapidement car elle aura besoin de plus d'énergie pour compenser la force de gravitation. Dans le cas du soleil, des chercheurs on évaluer qu'il à commencé à brûler il y a 4,6 milliards d’années et qu'il mettra au total environ 10 milliard d'années avant que ses réserves d'hydrogènes soient totalement épuisées. Un petit calcul rapide nous permet de constater que notre Terre bénéficiera encore longtemps (5.4 milliards d'années) d'un éclairage permanent, mis à part bien sur si d'autres événements viennent compromettre se projet.

Il existe plusieurs catégories d'étoiles. La méthode de classification de celle-ci est l'évaluation de la relation luminosité-couleur. En effet, les astrophysiciens stellaire classifient les étoiles en les plaçant dans un diagramme appelé diagramme Hertzsprung-Russell basé sur le principe luminosité-couleur. On nomme ainsi ce diagramme d'après les travaux du danois Ejnar Hertzsprung et de l'américain Henry Russel. La relation illustrée par le diagramme évalue plus spécifiquement les magnitudes visuelles absolues et les températures des étoiles d'un côté et les températures et les classes spectrales de l'autre. Pour arriver à la magnitude visuelle absolue, une distance standard a été définie, fixée sur 32,6 années lumière. La magnitude absolue exprime le degré de luminosité qu'aurait une étoile si elle se trouvait à la distance standard.

La majorité des étoiles, durant leur âge adulte, vont se placer dans une région du diagramme donnée appelée «séquence principale» contrairement aux étoiles nouvellement nées ou en fin de vie vont se positionner dans d'autres régions de ce diagramme. De plus, certaines étoiles vont se situer en dehors de cette «séquence principale».

On comptes 7 classes spectrales principales. Les lettres correspondant à ces classes spectrales sont les suivantes (ordonnées des plus chaudes vers les plus froides) : O - B - A - F - G - K - M. Pour se rappeler facilement ces lettres ont peut mémoriser la phrase suivante : Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me.

Chacune de ces classes se sub-divise une nouvelle fois en sous-groupe définit par un chiffre entre 0 et 9 (ordonnées des plus chaudes vers les plus froide). Les étoiles les plus chaude (groupe O - B) sont de couleur bleu, celles des groupes intermédiaires sont jaune ou orangé et finalement, celles du groupe M sont rouge.

La luminosité est classée sur une échelle de 1 à 7. Voici les éléments figurant sur cette échelle :

  • I. Supergéantes
  • II. Géantes brillantes
  • III. Géantes
  • IV. Sous-géantes
  • V. Naines (séquence principale)
  • VI. Sous-naines
  • VII. Naines blanches

La place du soleil dans ce diagramme est assez commune. Celui-ci est de type G2 et de classe 5. Il fait donc partie de la branche des naines.

Le déclin et la mort d'une étoile

Tout comme toute espèce vivante, les étoiles ne vivent pas éternellement. Lorsqu'une étoile aura brûlé entre 10 et 20% de son hydrogène, son coeur va se trouver à court de carburant. C'est le commencement de la fin de la vie de celle-ci. L'étoile gonflera à cause d'une onde de pression provenant d'une réaction de fusion déclenchée par une coquille d'hydrogène qui va ce contracter au coeur de celle-ci. Sa température diminuera alors graduellement, faisant passer sa couleur vers des teinte rougeâtres. Le coeur continuera de s'effondrer et la température augmentera rapidement jusqu'à atteindre 100 millions de degrés, les noyaux d'hélium vont alors fusionner pour former des du béryllium. Les noyaux formés seront instables mais ceux-ci vont à leur tour fusionner avec un autre noyau d'hélium pour finalement donner du carbone. Celui-ci rapportera la stabilité. On appelle cette réaction « triple alpha ». L'allumage atomique de l'hélium n'arrettera cependant pas tout de suite la contraction du coeur. La température continuera donc son élévation causée par la contraction et la formation d'énergie nouvelle. Elle dépassera 250 millions de degrés à un certain moment, ce qui contribuera à l'augmentation de la fusion de l'hélium. Ce gaz est très sensible à la hausse de température et se consumera alors environ sept fois plus rapidement. Le rythme de consumation liberera des tonnes d'énergie et l'étoile gonflera jusqu'à devenir une géante rouge.

Lorsque le soleil sera rendu à ce stade, il grandira jusqu'à 300 millions de kilomètres. La Terre sera donc reduite en poussière par celui-ci.

D'autres facteur viendront ensuite contribuer à leur tour au gonflement comme par exemple, la couche externe la plus rapproché du coeur qui s'allumera aussi dans une combustion hydrogène vers hélium.

Selon sa masse, l'étoile évoluera différemment. L'unité de mesure de la masse d'une étoile est le Mo. Un Mo est égal à une masse solaire. Les étoiles de 0,07 Mo et moins ne deviendront même pas des géantes rouge mais passeront tout de suite au stade de naine blanche puis s'éteindront tranquillement pour passer un stade de naine noire, une petite boule de gaz froide.

Les étoile dont la masse est supérieure à 0,07 Mo deviendront des géantes rouge. Celles dont la masse est inférieur à 6Mo resteront à l'étape du carbone et suivront les traces des étoiles plus de plus petite masse, c'est à dire naine blanche et naine noire. Dans le cas où la naine blanche formée par une étoile de moins de 6Mo se trouve dans un système double sensiblement rapproché, et que l'autre étoile est une géante rouge, le passage successif de la naine blanche près de la géante rouge détache de la matière de la géante. Cette matière, essentiellement composée d'hydrogène, tombera vers la surface de la naine blanche. Dès qu'il y a suffisamment de matière autour de la naine blanche, une réaction thermonucléaire s'amorcera. C'est le phénomène de la novae. La luminosité de l'étoile peut alors grandir de 100 000 fois. Dans quelques cas, la réaction produite par la chute de matière est suffisament puissante pour entrainer la destruction de la naine blanche. Celle-ci volera alors en éclats. On qualifit se phénomène de supernovae de type I. Le résultat produit est évidemment beaucoup plus lumineux que la nova.

Les étoiles dont la masse est supérierure à 6Mo passeront pour leur part au stade de supergéantes rouge et à la formation de fer 56. En fait, lors de la trans-mutation, l'étoile supergéante se divisera en couches distinctes (hélium, carbone, néon, oxygène, silicium) dont chacune sera fixée à un niveau de température propre à la formation d'un élément. Les éléments les plus légés se retrouveront en périphérie alors qu'en se rapprochant du coeur on trouvera les plus lourds. Le coeur lui même sera devenu un noyau de fer pur formé de 26 protons et de 30 neutrons. Le fer est le dernier élément de la chaîne de fusion car son noyau est le plus stable. Pour transformer le fer 56, il faudrait apporter de l'énergie.

Quand le fer est synthétisé, l'étoile est à court de combustible nucléaire. Elle s'effondre tout en libérant une énorme quantité d'énergie sous forme de photons et neutrinos à des vitesses pouvant atteindre la moitié de celle de la lumière. L'étoile devient alors un milliard de fois plus lumineuse. C'est le phénomène de la supernova de type II.

Supernova 1994D (High-Z Supernova Search Team, HST, NASA)
Le point lumineux blanc en bas à gauche de l'image près de la galaxie NGC 4526.

Si le reste d'une supernova possède une masse se situant entre 1.5 et 3Mo, elle formera alors une étoile à neutrons aussi appelé pulsar. Il se peut aussi que la supernova connaisse une fin tout à fait différente. Si la masse dû à l'implosion de la supernova dépasse 3Mo, elle deviendra un trou noir.

En terminant, on constate que es étoiles ont donc elles aussi une naissance et une mort bien que pour nous humain, leur durée de vie puisse nous paraitre presque éternelle. On se rend compte que plusieurs questions reste sans réponse à propos de l'univers. Qui a-t-il au délà des étoiles? Notre univers est il formé uniquement d'étoiles sur une distance infini? L'univers comporte-t-il une autre planète comme la notre, à une distance adéquate pour que la formation de vie végétal et animal prenne forme? L'univers nous révélera-t-il son secret ou le gardera-t-il caché au yeux de nos chercheurs?

Auteur : Sylvain Bilodeau

Date de mise en ligne : 2002-07-02

Les étoiles - Naissance, évolution et mort

d'aprés mé recherche sur wikipédia l'hélium 3 n'est pas produit par ls étoiles il é isu de l'épisode de la nucléosynthèse primordiale aux premieres minutes de l'univers . Il est cosomé par les étoile . il est certainement présens dans les nébuleuses.

2008-04-15 00:00:00

Les étoiles - Naissance, évolution et mort

il y a beaucoup de fautes d' orthographe !!!

2008-01-30 00:00:00