1.1 L’échelle des magnitudes

La luminosité des étoiles est classée en magnitude. L’échelle est logarithmique en accord avec la dynamique de nos perceptions oculaire.

Une augmentation de cinq magnitudes signifie que l’étoile est 100 fois moins brillante.

Par exemple, la magnitude apparente du Soleil est -27, Sirius -1,4, Véga 0 et La Polaire +2..

Deux magnitudes ne peuvent être comparées que pour un même domaine de longueur d’onde. La magnitude apparente limite est 6,5 pour l’œil nu (donc pour le visible) et 20 pour un télescope de 5 m.

En tenant compte de toutes les longueurs d’ondes, on parle de magnitude bolométrique (mbol).

La magnitude apparente visuelle est notée mv.

L’écart entre les deux types de magnitude est d’autant plus grand que l’étoile ne rayonne pas dans le visible.

La magnitude apparente diminue avec le carré de la distance. Elle dépend également de la proportion de poussière s’interposant et provoquant le rougissement interstellaire.

En outre la magnitude bolométrique ne peut jamais être tout à fait connue car le spectre ne peut être examiné totalement.
 
 

La magnitude absolue bolométrique d’une étoile est la magnitude qu’elle aurait à 10 parsecs ou 31 A.-L. de la Terre (distance à laquelle l’unité astronomique, la distance Terre Soleil, correspond à 1 seconde d’arc, 1 degré correspondant à 1 heure d’arc).

Si à partir de son spectre on peut déterminer la magnitude absolue on peut déterminer sa distance en mesurant sa magnitude apparente.

On procédera d’abord à un calibrage en déterminant le spectre d’une étoile dont on connaît la distance (par la parallaxe provoquée par une ½ orbite terrestre sur le fond d’étoiles lointaines quasi-fixes). Cette étoile possédera certaines caractéristiques spectrales et sera associée à une classe spectrale.

Considérons une autre étoile dont la distance est inconnue. En examinant son spectre, on peut la placer dans le diagramme de Herzprung-Russell et l’associer à une classe d’étoiles dont on connaît la magnitude absolue. En comparant la luminosité absolue de ces étoiles calibrées à la magnitude apparente de l’étoile étudiée, on détermine sa distance.
 
 

Pour faire correspondre une magnitude dans une bande étroite de longueur d’onde (magnitude dite monochromatique) à une énergie rayonnée on étalonne la mesure avec une source locale de type corps noir parfaitement absorbante et ne dépendant donc que de sa température.

L’observation de l’étalon au travers du détecteur (photomètre du télescope) permet de déduire le rapport entre magnitude et énergie de rayonnement pour ce système d’observation et donc de déduire l’énergie de l’étoile à partir de la magnitude observée au travers de ce système.

Pour des étoiles de magnitudes apparentes trop faibles, on peut avoir recours non à la photométrie dont la fenêtre de longueur d’ondes est de quelques dizaines de nm mais à la spectroscopie dont la fenêtre peut descendre au centième de nm.
 
 

1.2 L’analyse des étoiles

La spectroscopie est une technique qui consiste à faire passer la lumière dans un dispositif de dispersion (prisme, réseau, etc...). L’angle de réfraction dépend de la longueur d’onde.

Cette technique permet :

- d’identifier les éléments chimiques par les raies d’absorption et d’émission

- de déterminer les abondances par l’intensité relative des raies

Pour obtenir le spectre d’une étoile, on utilise un spectrographe dont la fente est placée sur l’image de l’étoile.

On peut aussi obtenir le spectre de nombreuses étoiles avec un spectrographe sans fente et un objectif à grand champ mais le spectre est dispersé, moins affiné.

La température peut être déterminée par la comparaison de l’intensité des raies entre les différents ions d’un même atome.

Une température plus élevée se caractérisera par une proportion plus levée d’atomes excites et fortement ionisés (avec des énergies absorbées et émises plus faible que le niveau fondamental).

L’étude du spectre permet aussi de mesurer l’effet Doppler et d’estimer la vitesse radiale de l’objet par rapport à l’observateur.

Ceci est essentiel pour la détermination de la dynamique des amas et des galaxies ainsi que dans la détermination des caractéristiques d’étoiles multiples ou de cortèges planétaires.

Pour mesurer la température superficielle d’une étoile, on mesure sa luminosité à différentes longueurs d’ondes.

La couleur dominante fournit directement la température car la photosphère est une bonne approximation de corps noir (corps parfaitement absorbant).

L’étoile suit donc de façon approchée les 2 lois du corps noir Luminosité = Température puissance 4 et

Longueur d’onde la plus intense inversement proportionnelle à la température.

Les températures s’étagent de 2000 K pour les moins chaudes (maximum dans le rouge) à 20 000K (maximum dans l’ultraviolet).

La spectroscopie, l’analyse du rayonnement, permet aussi de déterminer les composants présents dans l’atmosphère stellaire. Ainsi, en comparant au Soleil, on constate que les étoiles dans les amas sphériques dits globulaires ont une fraction plus faible en azote, oxygène et métaux.

On déduit aussi de ces mesures la vitesse de rotation de l’étoile (mesure du décalage Doppler par rapport à une source étalon du laboratoire), l’intensité du champ magnétique (mesure des doublements Ziemann des raies), les strates de température par la proportion des différents états d’ionisation d’un atome...).

Le paramètre essentiel des étoiles est leur masse, la luminosité croit comme la puissance quatrième de la masse (les étoiles ont des durées de vie de 10 000 ans à 100 milliards d’années pour des masses variant de 100 à 0,1 masses solaires).
 
 

1.3 Atmosphère stellaire

L’atmosphère stellaire est la zone de transition entre le gaz condense et le gaz interstellaire.

Comme la houle d’énergie constante dégageant son énergie en frappant le rocher, les ondes de chaleur vont frapper les atomes de l’atmosphère raréfiée de l’étoile et la désexcitation des atomes après le choc nous renseigne sur leurs natures, leurs températures et leurs densités.

Le rayonnement est le produit de l'interaction des corpuscules de matière. Le rayonnement d'une étoile n’est pas tout à fait celui du corps noir en équilibre avec l’extérieur (ou même sans extérieur comme le fonds diffus cosmologique) car il est modifié par les absorptions du rayonnement liées à l’excitation voire à l’ionisation des atomes.

Le rayonnement n’étant pas celui d’un corps noir, il y a une différence entre la température du corps noir qui émettrait autant sur l'ensemble du spectre que l’étoile en question (température de couleur: 5800 K pour le Soleil) et la température d’émission effective de l’étoile (6300K). En d’autres termes la vitesse d’agitation des atomes n’est pas seulement fonction de la température mais aussi de la densité et de la nature des atomes.

Les atmosphères stellaires sont étudiées par la spectroscopie afin d’en étudier les raies spectrales se superposant au fonds thermique ne dépendant que de la température.

Ces raies peuvent être vues en émission (plus brillante que le fond) ou en absorption (plus sombre).

L’émission correspond à un milieu chaud et transparent et l’absorption à un milieu plus froid en avant-plan.

Les masses stellaires se repartissent initialement en H (70%) et en He (28%) mais la metallicité (éléments hors H et He) peut varier d’un facteur 10 000.

Les photons après absorption sont ré émis dans une direction aléatoire et donc différente du photon incident, l’absorption dans la ligne de visée diminuera le nombre de photons: on a une onde en absorption.

Pour observer seulement les raies en émission il faudrait absorber les raies ré émises au bord du disque: ce qui n’est possible que pour le Soleil et seulement au moment d’une éclipse.

Le rayon d’une étoile peut être déduit de la surface rayonnante qui lui est nécessaire pour assurer sa luminosité ou être directement déterminé lors d’une éclipse par une compagne binaire.

La détermination des masses repose sur une calibration, celle-ci est réalisée sur les étoiles binaires. Elle a permis de déterminer la relation masse - luminosité pour les étoiles sur la séquence principale.

Avec la luminosité absolue et la température on peut estimer un rayon.

A partir de ce rayon et de la masse estimée, on en déduit une densité moyenne et on peut établir un modèle de l’étoile.
 
 
 
 

1.4 Dimensions stellaires

La distance des étoiles étant déterminée, il est possible d’estimer leurs dimensions en déterminant leurs dimensions angulaires.

On peut utiliser les occultations des étoiles par la Lune.

On peut aussi relier le diamètre à son éclat car la luminosité est proportionnelle à la surface et donc au carré du rayon. L’éclat absolu est lui-même fonction de la puissance quatrième de la température. Celui-ci correspond à la longueur d’onde en maximum d’émission du corps noir équivalent.

L’estimation du rayon à partir de ce maximum d’émission est donc possible.

Une autre possibilité est l’utilisation de variables à éclipses dont on a estimé l’écartement absolu par les lois de Képler reliant la masse et la période.

1.5 Description sommaire du diagramme

Le diagramme Hertzsprung-Russell permet la détermination de la distance d’une étoile par la détermination de son spectre et de sa luminosité apparente.

En ordonnée, on trouve la luminosité absolue et, en abscisse, la température de l’atmosphère stellaire (ou sa couleur).

Les étoiles dont on a pu mesurer la distance réelle par trigonométrie et la luminosité apparente ont pu être placées dans le diagramme car la luminosité absolue (celle de l’étoile à 10 parsecs) est alors déterminée.

Tout l’art d’analyse des spectres consiste en l’identification de la catégorie étoiles afin de la placer sur le diagramme, d’en déduire sa luminosité absolue et donc sa distance réelle.

On observe que la très grande majorité des étoiles se trouve sur une ligne appelée séquence principale.

Ces étoiles sont de couleur orange ou jaune dépendant de leur température superficielle (5000-6000 K). Cette température externe dépend elle-même de la température centrale et du rayon. Mais ces deux facteurs dépendent directement de la masse de l’étoile.

La fusion d’hydrogène en hélium est réalisée dans le noyau interne des étoiles de la séquence principale.

La luminosité des étoiles de masses inférieure à 10 masses solaires évolue lentement sur la séquence principale (pour le Soleil environ 10 % par milliard d’années).

Les étoiles deviennent hétérogènes avec un cœur plus lourd que leur enveloppe.

Une branche dite des géantes rouges s’extrait de la diagonale séquence principale. Cette branche presque verticale indique que la luminosité absolue de l’étoile croît très rapidement pour une même couleur; l’étoile enfle démesurément. La couleur rouge indique une température plus basse car la source d’énergie est la fusion de l’hélium qui, nécessitant une température plus élevée, produit un phénomène d’expansion de l’étoile repoussant vers l’extérieur les couches hautes de l’atmosphère et diminue la température superficielle descendant à " seulement " 3000K.

La partie haute de la branche des géantes correspond aux super géantes de 10 masses solaires et plus, achevant leur existence en supernovae.

Les supernovae, lorsqu’elles sont le produit d’une binaire serrée, disparaissent totalement dans la conflagration.

Mais lorsqu’elles sont le produit d’une étoile solitaire, leurs cœurs se transforment en étoiles à neutrons, en trous noirs pour les plus massives.

Dans le cas étoiles moins massives, la fin de l’existence de l’étoile peut être explosive ou dégénérative. Dans ce cas l’étoile expulse une partie importante de sa masse grâce au vent solaire et une nébuleuse planétaire se forme.

L’étoile s’achève dans les deux cas en naine blanche.

Une forme intermédiaire peut être prise par des étoiles massives en fin de vie qui deviennent pulsantes du fait d’un déséquilibre entre leur production thermique et la pression de gravitation.

Dans la partie inférieure gauche du diagramme, on trouve les naines blanches très chaudes et peu lumineuses.

Une même luminosité apparente peut correspondre à une naine blanche proche ou à une géante lointaine. La température de l’atmosphère ne permet pas toujours la discrimination, seule l’analyse spectrale le permet mais la petitesse de l’étoile la rend parfois ardue. Par exemple les distances aux étoiles proches par l’étude des résultats du satellite Hipparcos ont dû être augmentées du fait que le calibrage était biaisé par des étoiles faussement considérées comme des naines blanches proches alors qu’il s’agissait de géantes rouges lointaines.

En résumé, quelle que soit sa masse une étoile passe la majorité de sa vie dans une période dite séquence principale. En fin de vie, elles deviennent des géantes rouges et selon leur masse des étoiles pulsantes (céphéides), éruptives ou explosives (novæ) finissant en naine blanche, en pulsar ou trou noir pour les supernovae. Elles peuvent même annihiler totalement.

Dans tous les cas, le produit des étoiles enrichit leur environnement et diminue progressivement la proportion de gaz galactique.
 
 

1.6 Propriétés des étoiles

** les étoiles de type solaire dans notre voisinage ont en moyenne un rayon égal à 0,88 celui du Soleil.
 
 

2 Types et Classification d’étoiles

Par ordre décroissant de température superficielle

Classification spectrophotométriques où l’on reporte:

- en abscisse B-V (la différence des magnitudes bleue et jaune)

- en ordonnée U-B (la différence ultraviolet et bleue).

Ces différentes classifications permettent de grouper les étoiles, établir des filiations et d’aborder la question de leur évolution.
 
 
 
 

2.2 Types d'étoiles
 
 

2.2.1 Les étoiles doubles

Etoiles doubles physiques: ce sont des couples lâches dont les caractéristiques orbitales sont déterminées par les lois de Kepler

Etoiles doubles spectroscopiques: dédoublement ou formation des raies. Ces couples physiques serrés sont en mouvements rapides l’un autour de l’autre.

Mais la méthode ne fournit pas l’inclinaison de l’orbite, la masse est donc estimée dans un intervalle.

Variables à éclipses: il faut que le plan orbital du couple soit sur notre écliptique. Ceci permet de déterminer le diamètre des étoiles par la durée des occultations qui correspondent à une réduction de luminosité.

Couples optique: rapprochement apparent par effet de perspective.
 
 
 
 

2.2.2 Etoiles variables

Leurs luminosités varient avec le temps:

- brusquement (étoiles à éruption, novæ, supernovae)

- périodique (Céphéides, RR Lyrae)

Variables à courtes périodes

Céphéides: delta de magnitude de 0,5 à 2 magnitudes Période de 1 à 50 jours.

Elles appartiennent à la population I (récente) et se trouvent dans le plan galactique.

Elles varient de type F à K puis sortent de la classification classique du fait de la densité faible de leur haute atmosphère et l’intensification des raies H, Fe et Ti.

Les RR Lyrae. Population II (amas globulaires entourant les galaxies).

Période de quelques heures à quelques jours.

Variables à longues périodes

Périodique dont la magnitude visuelle varie de plus de 2,5 mais de magnitude bolométrique constante. Ceci correspond à des changements de spectre dans des super géantes rouges.

Période de 50 jours à 6 ans.

Variables semi-périodiques

Forme intermédiaire à périodicité variable ou limitée dans le temps

Etoiles éruptives

Période de 1 à 2 jours.

Différence de magnitude de 1 à 4. Ce sont des étoiles jeunes de type T-Tauri

Variables spectroscopiques liées à des phénomènes magnétiques (période de 5 à 20 jours)

- Variables explosives.

Semi-périodique ou novæ de classe M liée à des chutes de matière venant d’un compagnon

- Novæ delta de magnitude de 10 à 12.

- Supernovae delta de magnitude de 15 à 20.
 
 

2.2.3 Etoiles particulières
 
 

Etoiles de Wolf-Rayet: spectre d'émission très large et intense. Elles sont composées d'étoiles doubles entourées d’enveloppes en expansion.

Nébuleuses planétaires 1500 étoiles répertoriées, principalement vers le centre galactique caractérisée par un spectre continu et des raies interdites (état d'excitation des atomes non perturbé du fait de la très faible densité de matière).

Etoiles magnétiques (champ de 500 à plusieurs dizaines de milliers de Gauss).

L’intensité dépend de la raie utilisée. Le spectre et les abondances respectives varient mais l’éclat est constant.

Naines blanches

On observe uniquement les raies de l’hydrogène. La masse est proche de celle du Soleil. C’est un reste de cœur de novæ composée de matière dégénérée ( la pression est déterminée par la pression des électrons chacun occupant des états quantique différents dans un même atome).

L’étoile est isotherme par la grande conductivité, il n’y a donc pas de convection.

Le triage des éléments se fait par la seule gravitation.

L’hydrogène seul demeure en surface et les métaux s’enfoncent.
 
 

2.3 Etoiles célèbres

1 A.-U. (l'Unité Astronomique) est la moyenne de la distance le Soleil de la terre =150 millions de km

1 A.-L.: (année-lumière) est la distance parcourue par la lumière dans le vide dans une année légale = 9400 milliards de km

3.1 Rôles des étoiles

Les étoiles sont des usines chimiques. La Terre et nous-mêmes ne sommes que le produit (les " cendres ") d’explosions d’étoiles antérieures au système solaire.

Le milieu interstellaire, dont les 1 % de poussières renferment la majeure fraction des métaux, constitue la couveuse des étoiles.

Les étoiles naissent généralement en amas au sein des systèmes galactiques mais les plus âgés sont les amas globulaires observables dans le halo de la Galaxie.

Ce fait indique clairement que notre Galaxie a évolué d’une sphère de gaz primitif en une galaxie spirale.

Les plus jeunes étoiles sont des associations d’étoiles de classe O et B de quelques centaines à quelques milliers de membres (chaque classe correspond à une température).
 
 

3.2 Structure des étoiles

La détermination de la relation entre la température et la densité conduit aux diagrammes suivants.

Le gaz dégénéré est un gaz suffisamment dense pour qu’à cette distance, les particules se comportent en ondes: quand la densité s’accroît, la température s’élève soudainement car le changement de T n’induit pas d’élévation supplémentaire de pression.

Dans le cas d’un gaz non dégénéré se contractant, la température et la densité augmentent.

La contraction s’arrête et l’étoile se stabilise quand la température atteint un million de degrés. La fusion de H en He s’amorce.

Mais quand la masse est insuffisante (M inférieur à 0,08 masse solaire), la pression au cœur est insuffisante et la fusion ne s’enclenche pas; la contraction se poursuit, le gaz devient dégénéré. La pression qui dépend de la vitesse des particules stoppe finalement la contraction: la température assez basse va se réduire progressivement; l’étoile est avortée.

Ce sont les naines brunes dont la recherche actuelle est très active.

Les étoiles tirent leur énergie des processus de fusion qui se constituent en strates. Dans chaque strate la nucléosynthèse d’un atome particulier se produit et les strates sont d’autant plus nombreuses et les atomes d’autant plus lourds que l’étoile est massive. La fusion des atomes est d’autant plus avancée que la matière est plus proche du cœur. Le phénomène se complexifie avec les ponts de matière entre binaire serrées.

Les étoiles naissent dans leur majorité à plusieurs mais les binaires serrées (quelques unités astronomiques) restent rares

Par le vent solaire, par l’éjection de leur enveloppe(nébuleuse planétaire) ou par leur explosion partielle ou totale (novæ et supernovae), les étoiles restituent la matière au milieu ambiant.

Plus on s’éloigne du centre galactique plus la proportion de gaz augmente ainsi que la fraction d’étoiles de grandes masses.

3.3 Bilan et transfert d’énergie

En régime permanent, la luminosité qui traverse chaque seconde la surface d’une couche à une distance r du centre ne dépend que de r.

Les réactions nucléaires, et dans une moindre mesure la contraction gravitationnelle, contribuent de façon positive sur le bilan.

Le rayonnement de lumière et, dans une proportion bien plus faible, le flux de neutrinos et l’énergie mécanique communiqué au vent solaire en surface, contribuent de façon négative.

Le flux d’énergie est proportionnel au gradient de température et dépend de la nature du milieu.

Dans la plupart des étoiles, le transfert est radiatif car il s’effectue par collision des photons et des électrons ou des ions.

Dans les gaz dégénérés, le transfert est conductif car il est le produit de la collision entre électrons.

Quand la variation de température devient trop importante, des mouvements de matière se créent ; le transfert est convectif. C’est ce qui se passe pour le Soleil où le cœur est entouré d’une couche radiative, elle-même ceinte par une couche convective, peu dense mais épaisse.

3.4 Réactions nucléaires

La température centrale doit être suffisante pour que l’agitation des noyaux les amène dans leur déplacement aléatoire à une distance inférieure au diamètre du noyau; à cette distance, les forces de cohésion nucléaire prennent le pas sur la force de répulsion électrostatique entre les protons et la fusion des 2 noyaux peut se produire.

Mais l’énergie que les protons doivent vaincre pour fusionner est mille fois supérieure à leur énergie moyenne.

L’effet tunnel est évoqué pour surmonter la barrière électrostatique. Les protons se comportent comme des ondes non localisables (la longueur de De Broglie est h/p avec h the constante de Planck et p la quantité de mouvement) et l’effet de distance disparaît.

Etoiles en phase de séquence principale

La fusion de l’hydrogène transforme 4 protons en un noyau de 2 neutrons et 2 protons en expulsant 2 électrons, 2 neutrinos et un quantum d’énergie (un photon X).

L’efficacité de la réaction, c’est à dire la différence de masse entre les protons initiaux et la masse du noyau résultat est 0,7%, c’est le plus haut taux des réactions nucléaires.

Mais il nécessite une température moyenne élevée de l’ordre de 40 à 50 millions de degrés.

Le deutérium ainsi formé va rencontrer un autre proton formant de hélium 3. La rencontre de 2 noyaux d’hélium aboutit à l’hélium 4 stable.

La composition initiale des étoiles dépend des produits de synthèse des générations qui les ont précédées.

La plupart des étoiles actuelles bénéficient de cet enrichissement et le cycle proton proton y est remplacé par un cycle (Carbone Azote Oxygène dit CNO) qui, consommant successivement 4 protons, re libère un noyau d’hélium en fin de cycle.

Le cycle de catalyse est constitué par un carbone qui absorbe un proton formant l’azote 13 qui se désintègre en carbone 13. Celui-ci passe à l’azote 14 par une nouvelle absorption. L’azote 14 absorbe encore un autre proton pour former l’oxygène qui se désintègre en azote 15. Par une dernière absorption celui-ci se désintègre en un noyau de carbone et ... en un noyau d’hélium.

Ce cycle utilisé par le Soleil ne nécessite que des températures de l’ordre de 10 à 15 millions de degrés.

Le flux énergétique y est plus important que pour le cycle proton proton, intensifiant les mouvements de convection

Pour les étoiles de type géante rouge, les réactions 3-alpha aboutissent à un noyau d’hélium et un de carbone dans des températures encore plus élevée.

Au terme de 60 millions d’années, le cœur a consommé tout son combustible. L’étoile s’effondre à la recherche d’un nouvel équilibre. La température d’ignition de l’hélium est atteinte afin de permettre la fusion simultanée de 3 noyaux d’hélium pour former du carbone. La contraction lente du noyau lui fait atteindre 400 millions de K et l’échauffement des couches intermédiaires à 40 millions de K provoque le démarrage de la fusion de l’hydrogène autour du noyau.: la structure en couche d’oignons se met en place.

Les couches extérieures gonflent par pression de radiation et le diamètre de l’étoile est multiplie par 100.

La suite de la nucléosynthèse dépend de la masse de l’étoile. L’évolution se poursuit jusqu’à l’épuisement de l’épuisement du matériel nucléaire (fusion du silicium en Fer et Nickel) ou lorsque la matière aboutit à un état qui ne lui permet plus d’évacuer l’énergie; l’état dégénéré.

Seules les étoiles les plus massives réaliseront donc l’ensemble des synthèses nucléaires jusqu’à leur explosion.

La fusion du carbone et de l’hélium vers 400 à 500 millions de K engendre l’oxygène. Le néon et le magnésium apparaissent vers 600 millions de K.

Mais le principe d’exclusion de Pauli entre les électrons, qui les empêchent de prendre le même état quantique qu’un état déjà occupé bloque leur compression: la température ne peut plus s’ajuster et la fusion du carbone devient explosive; les éléments principaux jusqu’au fer sont produit rapidement. L’étoile a produit les 7 éléments constituants 99,9% de la matière dans l’univers.

Mais la dernière synthèse est destructive. En effet l’énergie des photons leur permet de détruire les noyaux de fer qui viennent d’être synthétises et les scindent en noyaux d’hélium. La réaction consomme de l’énergie et l’étoile s’effondre mais l’impossibilité de la compression du cœur provoque le rebond des couches externes sur le noyau: l’étoile explose en supernovae. La fusion des électrons du plasma avec les protons produit une vague de neutron qui accompagnent l’onde de choc. Les protons et neutrons propulsés vont par fusion avec les éléments déjà formés générer tous les autres éléments du tableau de Mendeleïev. Dans le cas d’une capture rapide de neutrons, les noyaux en capturent plusieurs simultanément ce qui leur permet de sauter directement vers un autre noyau stable. Dans le cas d’une capture lente, les noyaux ont le temps par désintégration bêta de retomber vers un élément stable plus simple.

Quant aux captures de protons, elles comblent les lacunes des éléments qui n’ont pas été formes par ailleurs.

Mais la seule énergie de l’onde de choc est insuffisante pour expliquer l’expulsion dans l’espace de la majeure partie de l’étoile. Les neutrinos émis lors de la formation des neutrons lors de l’absorption des électrons par les protons vont, par leur densité et par un effet de second souffle, entraîner la vague explosive dans l’espace.
 
 
 
 

4 La naissance des étoiles

Les étoiles se forment à partir des nuages interstellaires.

Une onde de choc gravitationnelle propagée à partir de l’explosion des premières étoiles s’est formée dans notre Galaxie. Elle se propage et provoque la contraction des nuages interstellaires sur sa route et l’allumage de nouvelles étoiles.

Cette onde se propage sans atténuation et préserve la forme de la Galaxie.

Au cours de la contraction, le nuage se fragmente. Par exemple, un nuage dense possède une densité de l’ordre de 0,1 à 100 atomes par mètre cube..

Lorsque la densité dépasse plusieurs atomes, des molécules se forment ce qui réduit la proportion de particules libres et donc sa pression interne. Des instabilités peuvent prendre naissance. Les molécules se forment sur les grains lorsque la température ne dépasse pas 10K. Lorsqu’une première couche est formée le grain est encore plus isolé du rayonnement et la formation moléculaire s’accélère.

Les fragments les plus massifs se forment donc à la périphérie des nuages.

La région centrale de chaque fragment se contracte rapidement. Quand la densité devient supérieure à 100 milliards de particules par cm³ (élévation de 10¹⁶ par rapport à l’état initial), le noyau devient opaque au rayonnement infrarouge émis par les grains. La température augmente ce qui stoppe l’effondrement.

La masse est alors de 0,005 Soleil et la température de 200 K.

La masse et la température continue à s’élever et à attirer le reste de l’enveloppe.

Lorsque la température atteint 2000K, les molécules H2 se dissocient, et l’effondrement du noyau s’accélère.

La partie centrale devient le cœur. Elle a une masse de 0,1 % du Soleil et une température de 20 000 K. Mais son rayon est proche de celui du Soleil.

Toute la matière restante tombe sur la protoétoile.

Cependant si cette dernière est massive, la pression de radiation et le vent solaire peut limiter l’effondrement. Les instabilités s’accroissent aussi avec la vitesse de chute et avec l’augmentation de la masse en jeu.

On explique ainsi la limitation des masses stellaires à 100 masses solaires.

Une fois l’enveloppe totalement accrétée ou dispersée, le cœur sorti de son cocon apparaît comme une étoile qui se rapproche de la séquence principale. La rotation et le champ magnétique jouent un rôle majeur dans la formation d’un cortège planétaire.

L’ensemble des phénomènes a pris de l’ordre du million d’années.

Une étoile de type T-Tauri s’est formée avec un vent stellaire important.

Ce sont des variables irrégulières. Le spectre indique la présence d’une enveloppe chaude et dense (de mille à un million d’atomes par mètre cube). Elles sont caractérisées par un fort vent solaire et sont limites à 2 masses solaires.

On les observe près des associations OB (étoiles chaudes et jeunes âgées de quelques millions d’années). On les rencontre aussi près des étoiles de Herbig. Ces dernières sont caractérisées par des éjections massives de gaz par les pôles selon les lignes de champ magnétique ou dans des nuages opaques. Ces étoiles sont aussi des variables irrégulières avec de nombreuses raies d’émission. Elles illuminent leur nuage interstellaire et leurs masses sont de l’ordre de 2 à 3 masses solaires.

Au débit de la condensation, le cœur dense formé est transparent et froid; le chauffage par transformation de l’énergie mécanique et rayonnement par transformation de l’énergie thermique s’équilibrent presque. La condensation continue. Lorsque l’opacité est grande, le rayonnement est absorbé avant de sortir; il n’y a plus équilibrage et la température s’élève soudainement et la condensation s’accélère. L’étoile naît de son opacité.

Toutes ces étoiles subissent un large brasage convectif; les températures sont les mêmes partout mais la luminosité diminue du fait de l’accroissement de l’opacité.

Les étoiles T-Tauri et les objets de Herbig-Haro rejoignent la séquence principale en quelques centaines de milliers d’années.
 
 

5 La fin des étoiles
 
 

La fin des étoiles dépend également de leur environnement. Une binaire serrée n’aura pas le même scénario que des étoiles solitaires ou quasiment solitaires.

Ainsi les novæ sont produites par la chute brutale du gaz d’une géante rouge à faible densité sur une étoile compacte en fin de vie. Le processus de fusion CNO est ré enclenché et provoque l’explosion des couches superficielles

Ces explosions, qui n’éjectent que 1 dix millième de masse solaire, peuvent être récurrentes.

Ces phénomènes sont des milliers de fois moins puissants que le phénomène de supernovae.

On observe 2 catégories de supernovae.

La catégorie 1 correspond à une luminosité de 10⁴³ ergs par seconde ou 10³⁶ Joules (pour mémoire le Soleil débite 4x10²⁶ Joules). L’énergie dégagée par seconde correspondra à la production du Soleil dans la séquence principale pendant 150 ans.

Au total sur les quelques mois qui vont suivre l’explosion l’énergie sera de l’ordre de 10 puis 49 ergs. Mais l’énergie lumineuse ne représente qu’un centième de l’énergie cinétique; le total de l’énergie dégagée est donc de 10 puis 51 ergs soit l’énergie du Soleil pendant 6 à 7 milliards d’années sur la séquence principale.

Ces supernovae sont au départ des naines blanches alimentées par le gaz d’une géante proche. Si la masse de la naine dépasse la masse critique de 1,4 masses solaires, dite masse de Chandrasekhar, elles subissent une déflagration thermonucléaire qui les fait disparaître.

La température augmente mais la matière de la naine étant sur compressée et déterminée par les lois d’exclusion quantique (un seul électron par état quantique), la température monte sans que la densité s’élève ; le processus de fusion est ré enclenché sans limitation et provoque l’annihilation totale de la naine blanche.

La moitié de la masse est transformée en Nickel (dont la décomposition radioactive (1/2 vie de 11 semaines) en Cobalt puis en Fer stable assure la courbe de lumière de la supernovae).

Les couches superficielles Calcium, Silicium moins lourds sont produits dans les couches superficielles chauffées par l’onde de déflagration qui atteint la surface en 1 seconde. L’énergie dégagée 10⁵¹ ergs détruit totalement la naine blanche.

Toutes ces supernovae émettent une lumière produite par la décomposition radioactive de 0,7 masse solaire de Nickel 56 ; l’invariance de la luminosité maximale des supernovae de type 1 leur donne le statut de " chandelle standard " pour la mesure des distances.

Répartition de l’énergie des supernovae de type I:

cinétique 99%, lumière 1%, neutrinos 0%.
 
 
 
 

Les novæ de type II sont encore 100 fois plus puissantes (10⁵³ ergs).

Elles sont le résultat d’une implosion gravitationnelle étoiles géantes d’au moins 10 masses solaires en phase terminale (après éjection d’une large fraction de leur masse par vent solaire).

Au terme du processus de fusion, un cœur de fer s’est forme mais il s’agit de la dernière réaction exothermique. Au-delà l’étoile ne produit plus d’énergie; le cœur de Fer de 1 à 2 masses solaires s’effondre en une fraction de secondes. Les électrons sont absorbés par les noyaux et, absorbés par les protons, transforment en neutron une fraction de 0,8 masse solaire du cœur qui passe en quelques millisecondes de 3000 à seulement 30 km de rayon. La densité passe de 10⁸ g/cm³ à 10¹⁰ voire 10¹³. C'est la masse de la Terre dans une boule de 800 mètres de diamètre.

Devant la pression extraordinaire, une onde de choc est générée; le cœur rebondit et se met à vibrer.

L’onde de choc rencontre les couches externes du cœur qui tombent à 70 000 km/s (le quart de la célérité de la lumière).

Pour les étoiles de masse inférieure à 15 masses solaires, le cœur ne fait que 1,2 masses solaires; la fraction externe du cœur et toutes les couches stellaires sont éjectées.

Pour les étoiles plus massives, l’onde de choc pourrait être annihiler par la pression des couches externes mais les neutrinos générés par la synthèse des neutrons emportent la quasi-totalité de l’énergie et la densité très élevée les retient dans le cœur une fraction de seconde. Il suffit qu’un pour cent de l’énergie des neutrinos soit communique au cœur de fer pour réactiver l’onde de choc.

L’onde de choc met une dizaine de secondes pour passer du cœur de fer à la base de l’enveloppe stellaire. La structure en couches d’oignons est violemment chauffée par l’onde de choc ; c’est la nucléosynthèse explosive qui génère les noyaux du haut de la table de Mendeleïev. Les neutrons et les protons vont enrichir les noyaux existant.

Quelques heures après l’effondrement du cœur, l’onde de choc atteint la surface. Un flash en rayons X et UV aussi lumineux que 10 milliards de Soleil est émis.

L’enveloppe stellaire est propulsée dans l’espace à plusieurs milliers de km/s.

Là encore, le Nickel se décompose en cobalt et en Fer pour produire une courbe de lumière dégressive.

Le cœur se transforme en étoile à neutrons voire en trou noir si sa masse centrale est supérieure à 2 masses solaires (en fait la valeur minimale varie suivant les modèles de 1,5 à 3 car le comportement de la force nucléaire à haute densité est mal compris). On constate étonnamment que toutes les étoiles à neutrons ont une masse de l’ordre de 1,4 masses solaires ( la masse prévue pour les naines blanches), la limite basse semble donc être plus basse que les 2 masses prévues classiquement mais ceci n’est pas confirme par les modèles de physique des particules.

Répartition de l’énergie des supernovae de type II:

cinétique 1%, lumière 0,01%, neutrinos 99%.
 
 

6 Une application: nos derniers milliards d’années

Décrivons un scénario probable de la vie et de la mort du Soleil.

Quel est son état actuel?

Un rayon de 696000 km, luminosité 3,86 10²⁶ W, une température effective (ou rayonnée) de 5770 K.

Une énorme sphère gazeuse en équilibre hydrostatique entre la pression de gravitation et la pression de rayonnement alimentée par des processus de fusion nucléaire.

Quel est son passé?

L’histoire débute voici 4,55 milliards d’années.

Le Soleil est entouré d’un vaste disque d’accrétion. Les planétoïdes sont en formation.

L’énergie du Soleil vient de l’échauffement du à sa contraction. Tout son volume est brasé par des cellules de convection ce qui assure son homogénéité.

Son rayonnement chute de 20 à 0,5 fois la valeur actuelle en 10 millions d’années.

Sa température de surface n’est que de 4460K d’où une couleur orangée.

Mais la poursuite de la contraction induit une ré augmentation de la luminosité, la surface diminue mais sa température s’élève.

La zone convective se réduit progressivement à une mince enveloppe superficielle correspondant à 3% de la masse.

Finalement la température du cœur atteint 13 millions de degrés, et les réactions de transformation hydrogène hélium s’enclenchent; le Soleil rejoint la séquence principale.

Le soleil est une étoile jaune dont la luminosité n’est que 80% de sa valeur actuelle; la Terre est gelée sauf peut être sur l’équateur.

Si la vie se développe elle est fréquemment détruite par les bombardements météoritiques qui par leur intensité induit un échauffement ponctuel sur toute la surface des océans de plusieurs centaines de degrés.

Depuis cette période jusqu’à nos jours le Soleil est resté remarquablement stable. Ainsi le cycle solaire de 11 ans a pu être remonté jusqu’à 680 millions d’années en arrière.

Son rayon n’augmente que de 10% et sa luminosité de 20%, ce qui assure le maintien et le développement de la vie.

Sa température de surface a augmenté pour atteindre 5780K.

L’enveloppe convective s’est réduite à 0,17 % de sa masse.

La moitié des réserves en hydrogène du Soleil est consommé.

Au cœur du Soleil la température est de 15,4 millions de degrés et la densité de 145 g/cm3.

Projetons nous dans 1,1 milliards d’années.

La luminosité du Soleil a encore augmenté de 10%. Les océans commencent à s’évaporer lentement.

Dans 3 milliards d’années, la température de surface atteint un maximum de 5860K, elle diminue ensuite du fait de la diminution du débit d’énergie progressive.

Mais cette diminution provoque la contraction du noyau dont la température centrale augmente ce qui en retour gonfle le volume global du Soleil; l’expansion de sa surface accroît sa luminosité.

Dans 3,5 milliards d’années, la catastrophe terrestre est consommée; la température atteint 363 Celsius; à cette température, on dépasse le point critique de l’eau ou aucune pression ne peut permettre de conserver sa phase liquide; le volume restant des océans sous la chape de plomb d’une atmosphère déjà très dense se met à bouillir; la Terre devient comme Vénus!

Lorsque 12% de la masse d’hydrogène aura été convertie en hélium , le cœur se contractera, les couches d’hydrogène entourant le cœur seront comprimées jusqu’au démarrage des réactions de fusion.

L’hélium produit tombera vers le centre et s’accumulera avec celui produit par le cœur. La contraction se poursuit au rythme de l’évacuation de l’énergie. La température reste stable mais la pression augmente jusqu’à aboutir à un gaz dégénéré. Ceci reste valable pour toutes les étoiles sous 2 masses solaires.

Dans 4,8 milliards d’années, l’hydrogène est consommé au centre du Soleil, mais la combustion se poursuit dans la coquille entourant le cœur.

La conduction électronique élevée et le transport de l’énergie par les neutrinos maintiennent la température sous le seuil de déclenchement de la fusion de l’hélium en carbone (le triple alpha) car la masse du cœur reste inférieure à 0,5 masse solaire.

Dans 6,4 milliards d’années, le Soleil quitte la séquence principale. La contraction du noyau s’accélère.

Le gain d’énergie interne est toujours égal dans une étoile stable à la moitié du gain d’énergie lié à la contraction, l’autre moitié devient du rayonnement en équilibre avec le milieu chauffé (théorème du Viriel). Or la contraction du cœur et la température constante du cœur dégénéré a limité l’augmentation de l’énergie interne, l’enveloppe va donc s’étendre en bénéficiant d’un gain d’énergie interne. La luminosité n’accroît que peu; elle n’atteint que 2,2 fois la valeur actuelle.

Mais des mouvements de convection s’amorce du fait de la grande différence de température entre le cœur et la surface; l’énergie est mieux évacuée et le cœur augmente sa production pour compenser la fuite.

Dans 7,1 milliards d’années le soleil quittera un plateau de luminosité constante pour atteindre une valeur de 34 fois la luminosité actuelle en six cents millions d’années la température de surface continuant à diminuer, le Soleil se met à rougir.

Après une courte pause vers 7,7 milliards d’années, son expansion reprend en s’accélérant, le Soleil devient une géante rouge.

La masse du cœur dégénéré s’accroît rapidement , la contraction s’accélère, l’énergie est plus difficilement évacuée et la température s’accroît. C’est seulement alors que les réactions de fusion d’hélium en carbone s’amorcent, vers 100 millions de degrés.

Dans son stade de géante rouge, la luminosité du Soleil atteint 2350 fois la valeur actuelle et son diamètre multiplié par 170 atteint 236 millions de kilomètres.

Mais le vent solaire a déjà expulsé 28% de sa masse repoussant progressivement Vénus et la Terre sur des orbites extérieures.

Mercure a été engloutit. Vénus le sera aussi probablement et la Terre sur une orbite proche de celle de Mars actuellement sera devenue un bloc stérile surchauffé, pire que Mercure.

Dans le noyau solaire, la densité atteint 890 kg/cm3; la matière y est dégénérée; la pression n’est plus assurée par la répulsion électrique des noyaux mais par le principe d’exclusion de Pauli qui interdit à 2 électrons d’occuper 2 états quantiques identiques.

L’élévation de la température centrale ne s’accompagne pas d’un accroissement de pression; l’absence de mécanisme de régulation est l’augmentation exponentielle de la production de carbone avec une faible élévation de la température conduit à un emballement des réactions. Une élévation de 10 % de la température augmente le débit d’un facteur 50 (le débit varie selon la puissance quarante de la température).

Le débit d’énergie atteint pendant un court laps de temps 10 milliards de fois la valeur actuelle; c’est le flash de l’hélium.

Le noyau enfle et déstabilise les couches supérieures.

Lorsque l’énergie thermique des électrons atteint leur énergie de dégénérescence, l’emballement est stoppé. La pression est alors suffisante pour assurer l’expansion du cœur et la réduction de sa température.
 
 

Sa luminosité se réduit à quelques dizaines de celle actuelle en dix mille ans. Au bout d’un million d’années, le Soleil se stabilise à nouveau.

Il demeurera 100 millions d’années sous la forme d’un astre de 15 millions de km de diamètre et 44 fois plus brillant qu’aujourd’hui.

Le cœur a pu récupérer la part d’énergie interne et l’enveloppe s’est contractée.

La convection disparaît et l’énergie est à nouveau moins bien transportée vers la surface. La luminosité a donc fortement diminuée. Mais la température a augmenté. L’étoile parcourt la branche horizontale du diagramme (qui caractérise aussi les amas globulaires). L’étoile devient une RR Lyrae, étoile pulsante sensible aux oscillations de petites amplitudes.

7,8 milliards d’années se sont écoulées depuis notre époque.

L’hélium s’épuise et se met à brûler dans une coquille. Mais la fusion de l’hélium et de l’hydrogène dans des coquilles concentriques provoquent des interférences; l’étoile enfle démesurément. Son diamètre atteint plus de 256 millions de km au bout de 20 millions d’années.

Le noyau carbone oxygène produit par la fusion de l’hélium se contracte suivi par la contraction des coquilles externes. L’augmentation de température des coquilles externes provoque à nouveau un emballement des réactions nucléaires et 4 terribles détonations affectent la coquille de combustion d’hélium.

Ces impulsions thermiques durent une dizaine de millénaires et sont séparées par des intervalles de cent mille ans. Chacune d’elles fait briller le Soleil 4 à 5000 fois plus qu’aujourd’hui.

La première est la plus forte puisque le rayon atteint 0,99 unité astronomique soit 148 millions de km.

Vénus sur une orbite proche de celle de la Terre serait tout juste épargnée en raison de la précédente perte de masse par le vent solaire. Mais il existe une telle incertitude que Vénus et même la Terre pourrait être engloutit. Dans tous les cas nous ne parlons plus que de blocs fondus en surface.

Après la dernière détonation, ces fantastiques flashs qui saluent le Soleil sur son déclin, le Soleil continue à perdre sa masse en raison du vent solaire. Son enveloppe disparaît complètement et son cœur dont la température de surface n’est plus que de 120 000 k est mis à nu. Sa luminosité vaut encore 3500 fois sa valeur actuelle.

Il faut 100 millions d’années pour atteindre ce stade.

Le rayonnement ultraviolet ionise la nébuleuse planétaire qui s’éloigne progressivement du cœur central qui correspond à la moitié de la masse actuelle du Soleil.

La coquille de combustion de l’hélium subira peut-être un dernier flash ce qui rendra le cœur plus gros et plus lumineux puis le Soleil rentrera dans sa phase terminale conduisant à son inéluctable extinction.

Près de 8 milliards d’années se sont écoulés depuis notre époque, 7,92 milliards exactement.

12,47 milliards d’années se sont écoulées depuis la création du Soleil marqué par la fin de la formation de son disque d’accrétion.

L’étoile est restée 11 milliards d’années sur la séquence principale et 1,4 milliards d’années pendant les phases tumultueuses de fusion de l’hélium.

L’étoile résultante est juste le cœur de l’étoile, composée de matière dégénérée dont la pression résulte des lois d’exclusion de Pauli sur les électrons. Le cœur se refroidit lentement par rayonnement pour aboutir à une naine blanche.

Toutes les étoiles de masses inférieures à 4 masses solaires s’achèvent en naines blanches dont la masse ne peut excéder 1,4 masses solaires.

Cette naine blanche s’éteindra doucement dans les 100 milliards d’années à venir.

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