Étoile : qu'est-ce que c'est ?

Une étoile est une boule massive et lumineuse de plasma liée par sa propre gravité dont le diamètre et la densité sont tels que la région centrale, le cœur, atteint la température nécessaire à l'amorçage de réactions de fusion nucléaire, c'est-à-dire de l'ordre de plusieurs millions de degrés. Ces réactions thermonucléaires libèrent de l'énergie lumineuse qui s'oppose à la contraction de l'étoile sous sa propre gravité. Pendant une grande partie de sa vie, avant que ses ressources d'énergie ne s'épuisent, une étoile est en équilibre hydrostatique sous l'action de ces deux forces et se trouve sur la séquence principale de ce qu'on appelle le diagramme de Hertzsprung-Russell.

L'étoile la plus proche de la Terre est le SoleilSoleil, qui fait partie des naines jaunesnaines jaunes. Le Soleil est une étoile assez ordinaire, dont la massemasse est de l'ordre de 10³⁰ kgkg. Son diamètre est d'environ un million et demi de kilomètres, modeste par rapport à certaines étoiles, comme AntarèsAntarès ou Bételgeuse, qui ont un diamètre des centaines de fois supérieur. Comme une étoile évolue dans le temps, en particulier lorsqu'elle quitte la séquence principale pour devenir une géante rougegéante rouge, son diamètre n'est pas constant dans le temps. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variablesétoiles variables périodiques, comme RR Lyrae et les Céphéides.

Sur la gauche, on voit la structure interne du Soleil avec son cœur (core en anglais) où l'hydrogène brûle pour donner de l'hélium. L'essentiel du Soleil est dominé par la zone radiative (jaune), celle où le transfert de chaleur se fait par rayonnement. En surface, on voit la zone convective, où c'est la convection dans un fluide (comme dans l'eau d'une casserole qui bout) qui assure ce transfert. Sur la partie droite de ce schéma, on voit une géante rouge beaucoup plus grande que le Soleil (échelle en bas à droite), dominée par la convection. Elle brûle son hydrogène autour de son cœur en hélium. © ESO

Quel est le rôle des étoiles ?

Le rôle d'une étoile dans l'universunivers est crucial. Les étoiles sont des objets célestes qui produisent de l'énergie par des réactions de fusion nucléaire, principalement la fusion de l'hydrogènehydrogène en héliumhélium. Cette énergie est libérée sous forme de lumièrelumière et de chaleurchaleur, ce qui permet à l'étoile d'émettre de la lumière visible et d'irradier son environnement. Les étoiles jouent un rôle essentiel dans la formation et l'évolution des galaxies, car elles sont les principaux moteurs de la dynamique galactique. Leur gravité influence la structure et la composition des galaxiesgalaxies, tandis que leur lumière éclaire et réchauffe les espaces interstellaires.

Les étoiles sont responsables de la synthèse des éléments chimiqueséléments chimiques lourds tels que le carbonecarbone, l'oxygèneoxygène et le ferfer, qui sont essentiels à la formation de planètes et de systèmes planétaires. Par conséquent, les étoiles jouent un rôle fondamental dans la création des conditions propices à la vie telle que nous la connaissons. Comprendre le rôle des étoiles est essentiel pour approfondir notre connaissance de l'univers et de son évolution.

Évolution chimique des étoiles : de l'hydrogène à la métallicité

Au début de sa vie, une étoile est majoritairement composée d'hydrogène et d'hélium, mais les réactions de fusion font évoluer sa composition chimique, et en particulier sa métallicitémétallicité. Il s'agit de la quantité Z des éléments plus lourds que l'hélium présents dans l'étoile, ou plus exactement celle déterminée à sa surface. Le Soleil possède une métallicité de 0,02, soit 2 % de la masse du Soleil. Ces « métauxmétaux » sont principalement du carbone, de l'oxygène, de l'azoteazote et du fer.

Lorsque le cœur de l'étoile atteint une température de l'ordre de 7 à 8 millions de degrés, la température est assez élevée pour que les noyaux d'hydrogène fusionnent pour donner essentiellement de l'hélium ⁴He, mais aussi du deutérium ²H, suivant une réaction de fusion dite du cycle protonproton-proton. Si la température dépasse 18 millions de degrés, une autre chaîne de réactions devient prédominante : le cycle CNOcycle CNO (carbone-azote-oxygène). Dans le Soleil, 2,5 % de l'énergie est générée par ce cycle découvert par Hans Bethe et Carl Friedrich von Weizsäcker.

Les Pléiades sont un amas ouvert d'étoiles se situant dans la constellation du Taureau. Ces étoiles partagent un mouvement commun à travers l'espace dans la Voie lactée. © Cnes

Des systèmes solaires multiples, complexes et binaires

Il existe ce qu'on appelle des systèmes binairessystèmes binaires et même multiples, formés de deux ou plusieurs étoiles gravitationnellement liées et qui se déplacent généralement l'une autour de l'autre sur des orbitesorbites stables. Quand deux de ces étoiles ont une orbite relativement proche, leur interaction gravitationnelle peut avoir un impact significatif sur leur évolution. Les étoiles peuvent faire partie d'une structure gravitationnellement liée beaucoup plus large, comme les amas ouvertsamas ouverts, les amas globulairesamas globulaires et bien sûr les galaxies. Notre Voie lactéeVoie lactée contiendrait environ 200 à 300 milliards d'étoiles selon les estimations des astronomesastronomes.

La plupart des étoiles ont un âge compris entre un et dix milliards d'années. L'une des plus anciennes étoiles découvertes est l'étoile de Caffau, dont l'âge serait supérieur à 13 milliards d'années. Plus une étoile est massive, plus elles brûlent rapidement son carburant nucléaire. Les étoiles les plus massives vivent quelques millions d'années, tandis que des étoiles comme les naines rougesnaines rouges brûlent leur carburant très lentement et durent des dizaines, voire des centaines de milliards d'années.

L'une des étoiles les plus massives connues est Eta Carinae, dont la masse est estimée entre 100 et 150 fois celle du Soleil. Une étude de l'amas ouvert des Arches suggère que la valeur de 150 masses solaires constitue la limite supérieure pour les étoiles dans l'ère actuelle de l'univers. La raison de cette limite proviendrait en partie de la limite d'Eddingtonlimite d'Eddington, qui définit la luminositéluminosité maximale au-delà de laquelle une étoile est soufflée dans l'espace à cause de son propre rayonnement. Toutefois, les premières étoiles qui se sont formées après le Big Bang étaient probablement plus massives, jusqu'à 300 masses solaires ou plus, en raison de l'absence totale d'éléments plus lourds que le lithiumlithium dans leur composition.

La naissance des étoiles et ses mystères

Les grandes lignes de la formation des étoiles sont connues, mais lorsqu'on cherche à entrer dans les détails, les mystères s'accumulent. On sait que pour que s'amorce la formation d'une étoile, il faut qu'apparaissent des fluctuations de densité de matièrematière qui possèdent certaines caractéristiques. Ainsi, un nuagenuage de poussières et de moléculesmolécules doit avoir, pour s'effondrer, une masse supérieure à ce que l'on appelle la masse de Jeans. Celle-ci dépend de la densité et de la température du nuage. S'il est trop chaud ou trop peu dense, la contraction gravitationnelle aboutissant à une étoile n'est pas possible. Bien souvent, lorsqu'un nuage se condense, il se fragmente en zones plus denses et plus chaudes, et c'est ainsi que des centaines d'étoiles peuvent se former presque simultanément à partir d'un seul nuage moléculaire.

Ces nuages sont très froids, avec des températures de l'ordre de 10 K. Ils peuvent contenir jusqu'à un million de masses solaires et atteindre une taille de l'ordre de 150 années-lumièreannées-lumière environ. Ils rayonnent peu, et surtout sont opaques à la lumière visible... mais pas à la lumière infrarougeinfrarouge.

La vie et la mort des étoiles

Les étoiles dont la masse est environ huit à dix fois inférieure à celle du Soleil finiront leur vie sous forme de naine blanchenaine blanche, et finalement de naine noire lorsqu'elles n'émettront plus de lumière (l'univers est encore trop jeune pour cela). Une naine blanche est un astreastre incroyablement dense ne dépassant pas 1,44 fois la masse du Soleil. Elle est le résidu d'une étoile modeste qui a épuisé son carburant nucléaire et éjecté ses couches supérieures sous forme de nébuleuse planétairenébuleuse planétaire. Une naine blanche de la masse du Soleil possède un rayon de 7.000 km, et un centimètre cube de sa matière (dite dégénérée et dominée par des effets quantiques et relativistes) pèse alors une tonne !

Se refroidissant très lentement, cet astre est plutôt inerte, mais lorsqu'il fait partie d'un système binaire, vient un moment où il arrache du gazgaz à l'étoile voisine. Un disque d'accrétiondisque d'accrétion se forme alors. Du gaz tombe sur la naine blanche et fait augmenter sa masse jusqu'à ce qu'elle atteigne la limite de Chandrasekharlimite de Chandrasekhar. Une explosion se produit alors, soufflant la naine blanche. C'est l'origine d'au moins une partie des supernovaesupernovae que l'on appelle des SNSN Ia. Ces supernovae sont utilisées pour étudier l'expansion accélérée de l'universexpansion accélérée de l'univers et l'énergie noire.

Les étoiles plus massives, dépassant les dix masses solaires, exploseront en donnant des supernovae SN II, laissant comme cadavres stellaires des étoiles à neutronsétoiles à neutrons et parfois des trous noirstrous noirs. Avant cela, elles auront le temps de synthétiser des éléments plus lourds que le carbone en allant jusqu'au fer avec des réactions thermonucléaires de plus en plus complexes. Il faut pour cela qu'une de ces étoiles dépasse en son cœur la température de trois milliards de kelvinskelvins à un moment de sa vie. La « combustioncombustion » du carbone en néonnéon, sodiumsodium et magnésiummagnésium, puis celle du néon en oxygène et enfin celle de l'oxygène en siliciumsilicium, sont alors possibles. Les « cendres » de chacune de ces réactions s'accumulent au centre de l'étoile pour servir de carburant à la combustion suivante, de sorte que l'étoile finit par avoir une structure en pelure d'oignonoignon avec un cœur de fer et une enveloppe d'hydrogène.