Pourquoi le cœur des étoiles tourne-t-il moins vite que prévu ?

Au cours de leur vie, les étoiles modifient leur profil de rotation, sans que tous les mécanismes à l'origine soient formellement identifiés. C'est ce que tente de comprendre l'astérosismologie, discipline qui vise à comprendre les différents modes vibratoires d'étoiles, et leur structure interne avec. Car si l'on connaît la plupart des processus qui se déroulent au niveau des couches externes et à la surface des étoiles, leur cœur reste encore mystérieux, car presque impossible à sonder.

Les étoiles se divisent en plusieurs couches, qui varient selon leur masse. En dessous de 0,5 masse solaire, une étoile possède seulement une grande zone de convection, mais au-delà, on note à la fois une zone radiative et une zone convective.

Les différents mécanismes de transport d'énergie des étoiles de petite, moyenne et grande masses. © Wikimedia Commons

C'est cette dernière qui permet, en théorie, de générer un champ magnétique. Lorsque le fluide en convection est chargé électriquement, ses mouvements entraînent par effet dynamo la création d'une magnétosphèremagnétosphère. Les deux s'entretiennent ensuite : le champ magnétiquechamp magnétique impose des mouvements de matièrematière, et ces derniers alimentent la magnétosphère ! Mais dans les zones radiatives, c'est plus compliqué : le transfert de matière se fait par interaction photonphoton-matière, et non par mouvement de particules chargées.

Un ralentissement mystérieux du cœur de l'étoile

Au cours de la vie d'une étoile, son profil de rotation doit varier. En début de vie, alors que l'accrétionaccrétion de matière n'est pas encore terminée, la rotation devrait être particulièrement rapide. Elle ralentit ensuite, pour accélérer de nouveau lorsque l'étoile a consommé ses réserves d'hydrogènehydrogène pour la fusion nucléairefusion nucléaire : le cœur se contracte et accélère sa rotation. Mais des observations ont révélé des profils de rotation d'étoiles bien plus plats que ce que prédisent les modèles d'évolution stellaire actuels, en particulier au niveau des zones radiatives.

De plus, les noyaux semblent tourner plus lentement que prévu. Une étude dans Science, menée par des chercheurs du CNRS, de l'Inria et de l'ENS-PSL, rend compte d'une explication possible, grâce à de nombreuses simulations numériquessimulations numériques. Selon les chercheurs, ces profils plats suggèrent « l'existence d'un mécanisme puissant capable d'extraire le moment cinétiquemoment cinétique du noyau stellaire et de supprimer la rotation différentielle au fur et à mesure de l'évolution de l'étoile ». Un mécanisme qu'ils associent au magnétismemagnétisme stellaire, et surtout aux interactions entre le plasma et le champ magnétique.

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 la convection dans un fluide (comme dans l'eau d'une casserole qui bout) 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

Un meilleur mélange des éléments chimiques grâce à ce mécanisme

Pour s'en assurer, l'équipe a modélisé les couches radiatives d'une étoile, en tentant d'expliquer pourquoi l'effet dynamo s'y produit. Ils expliquent dans l'étude que « dans les zones radiatives, l'existence d'une action dynamo - et du freinage magnétique qui en résulte - est difficile à rendre compte en l'absence d'une source de turbulenceturbulence hydrodynamique clairement identifiée, qui a priori semble faire défaut dans les régions à stratificationstratification stable ».

Selon eux, l'effet de Tayler-Spruit permettrait de rendre compte du phénomène, un effet seulement décrit théoriquement dans plusieurs études. Il suppose des instabilités d'un champ magnétique toroïdal impliquant des déplacements de fluide. Et leurs simulations le confirment : il est bien possible de créer un effet dynamo dans les couches radiatives par ce biais-là. Plus exactement, un champ magnétique interne est amplifié par des écoulements de plasma, même laminaireslaminaires, jusqu'à ce qu'il provoque de la turbulence. Commence alors l'effet dynamo, où le champ magnétique est à son tour amplifié, provoquant un ralentissement de l'étoile.

Simulation montrant le champ magnétique intense généré à l'intérieur de la couche radiative d'une étoile (lignes blanches). Ce champ magnétique engendre de fortes turbulences du plasma (lignes bleues) des régions internes de l’étoile, qui ralentissent. Le champ magnétique étant toroïdal (en forme de tore ou de beignet) et situé en profondeur dans la région radiative, il est caché de l'extérieur. © Petitdemange et al.

Le phénomène illustré permet aussi d'améliorer le transport d'éléments chimiques au sein de l'étoile, car il « ralentit la rotation des noyaux stellaires et augmente la rotation des couches externes, améliorant le mélange des éléments chimiqueséléments chimiques », explique l'étude. Permettant ainsi de modifier la duréedurée de vie de certaines étoiles, lorsque de l'hydrogène est ramené vers les couches internes pour alimenter les réactions de fusion nucléaire. Mais prouver leurs résultats par des observations astérosismologiques s'avérera compliqué, car la forme du champ magnétique interne le rend invisible, ou plutôt, caché sous les couches extérieures !