Chapitre 9 Cycle de vie des étoiles

Depuis le début du cours, nous avons beaucoup parlé des étoiles. Cependant, nous n’avons jamais vraiment étudié les étoiles en détail : de quoi sont-elles faites? comment changent-t-elles? C’est ce que nous survolerons dans ce chapitre. L’astrophysique stellaire est un domaine vaste et nous ne ferons qu’effleurer sa surface. Nous nous limiterons à une description des étoiles semblables à notre Soleil. La première question à laquelle nous tenterons de répondre, c’est d’expliquer comment le Soleil peut briller depuis aussi longtemps.

Âge du Soleil

À l’époque de Newton, l’âge de l’Univers était inconnu. Newton, un chrétien très croyant, en se basant sur la Bible, avait estimé l’âge de l’Univers à un peu moins de 4000 ans. Cette estimation était en accord avec la date de la Création acceptée par l’église. Au XVIII^e et au XIX^e siècles, des scientifiques commencèrent à remettre en cause cette valeur de l’âge de l’Univers. Georges-Louis Leclerc, Compte de Buffon, en se basant sur des observations géologiques et des résultats expérimentaux, estima que l’âge de la Terre devait être de quelques centaines de milliers d’années. Buffon s’intéressa aussi à la biologie et jeta les bases de ce qui devint plus tard une théorie de l’évolution. Jean-Baptiste de Lamarck et, plus tard, Charles Darwin développèrent la théorie de l’évolution acceptée aujourd’hui. Selon Darwin, l’évolution par sélection naturelle nécessitait des centaines de millions d’années. Les géologues de l’époque, en étudiant les structures rocheuses, estimèrent également l’âge de la Terre à plusieurs centaines de millions d’années. Puisqu’il était difficile d’imaginer une Terre sans Soleil, le consensus était que l’âge du Soleil devait être sensiblement le même que l’âge de la Terre.

En admettant que les scientifiques de l’époque avaient raison, comment pouvait-on expliquer que le Soleil brille depuis quelques centaines de millions d’années? Au XIX^e siècle, la meilleure source d’énergie connue était la combustion du charbon, un processus chimique. William Thomson, Lord Kelvin, et Hermann von Helmholtz estimèrent que le Soleil, s’il tirait son énergie de la combustion du charbon, pourrait briller pendant quelques milliers d’années. Ce temps était beaucoup trop court et contredisait les estimations des biologistes et des géologues. Thomson et von Helmholtz développèrent un autre modèle basée sur la force gravitationnelle. Lorsqu’on laisse tomber une roche, de l’énergie gravitationnelle est libérée et transformée en énergie de mouvement (qu’on peut détecter si on place sa main sous la roche). Si le Soleil était autrefois plus gros qu’il ne l’est actuellement et que la matière le composant soit en train de tomber vers son centre, de l’énergie gravitationnelle pourrait être libérée sous forme de chaleur et de lumière. Avec ce modèle, Thomson et von Helmholtz arrivèrent à un âge de l’ordre de 10 millions d’années. Ce résultat était beaucoup mieux que celui de quelques millénaires, mais il ne concordait toujours pas très bien avec les centaines de millions d’années requises pour l’évolution des espèces et la formation des structures géologiques.

Il fallut attendre le début XX^e siècle pour finalement comprendre ce qui pouvait servir de source d’énergie pour le Soleil. Les premières études des substances radioactives (notamment par Marie Curie), la découverte de l’équivalence masse-énergie (par Albert Einstein) puis l’étude approfondie de la physique nucléaire menèrent à la réalisation que l’énergie du Soleil provenait principalement des réactions nucléaires. En 1920, Arthur Stanley Eddington publia un article dans lequel il présentait un modèle impliquant la fusion d’hydrogène en hélium. Une réaction de fusion nucléaire se produit lorsque deux atomes entrent en collision si violemment que leur noyau se combinent en un seul noyau, libérant d’énormes quantités d’énergie. En tenant compte de la fusion nucléaire, on peut estimer que le Soleil devrait vivre environ 10 milliards d’années. C’est le modèle actuellement accepté.

Structure stellaire

Grâce la spectroscopie (que nous avons décrit au chapitre précédent), on sait que la matière qui compose l’Univers est principalement de l’hydrogène et de l’helium. Il y a un peu d’oxygène, d’azote, de carbone et de néon. Tout le reste est présent en très petite quantité. La composition des étoiles est sensiblement la même : elles sont principalement composées d’hydrogène et d’hélium, avec un peu d’oxygène, de carbone, d’azote et de néon. Une étoile est une énorme sphère de gaz très chaude. La masse des étoiles est très grande, allant de quelques centaines de milliers de fois celle de la Terre à près de 100 millions de fois la masse de la Terre. Ces masses énormes font des étoiles des endroits où la gravité est très forte. Cette gravité tire le gaz vers le centre de l’étoile et le comprime jusqu’à des pressions de plusieurs milliards de fois plus grande que la pression atmosphérique terrestre. Lorsque la pression est si élevée, la température l’est aussi.

S’il n’y avait pas de pression, la masse de l’étoile ferait en sorte qu’elle s’effondrerait sur elle-même jusqu’à ce que sa matière soit concentrée en un seul point. La pression interne, et le fait qu’elle soit plus grande au centre qu’en surface, empêche le gaz de s’effondrer en le poussant vers l’extérieur. Une étoile est donc en équilibre hydrostatique, c’est-à-dire que la force de gravité qui tire l’étoile vers son centre est parfaitement contrebalancée par le gradient de pression qui pousse l’étoile vers l’extérieur.

Les réactions de fusion nucléaire se produisent uniquement lorsque la température et la pression sont très élevées. Il faut que les atomes entrent en collision très violemment pour que les noyaux puissent rester collés ensembles. Dans les étoiles, les réactions nucléaires se produisent donc uniquement dans le cœur. L’énergie produite lors de ces réactions contribue à la pression élevée qui règne dans le cœur de l’étoile. L’énergie libérée se fraye lentement un chemin vers la surface de l’étoile et s’en échappe sous forme de lumière après un périple de plusieurs centaines de milliers d’années. Lors des réactions de fusion nucléaire, des éléments légers comme l’hydrogène et l’hélium sont combinés pour former des éléments plus lourds comme l’oxygène, le carbone et l’azote. Au fil de sa vie, le noyau d’une étoile devient donc de plus en plus riche en éléments autres que l’hydrogène et l’hélium.

Diagrammes de Hertzsprung-Russell

Au dernier chapitre, nous avons discuté des types spectraux et nous avons vu qu’ils permettent de regrouper les étoiles en fonction de leur couleur. Il s’avère que la couleur d’une étoile est directement liée à sa température. En effet, les étoiles se comporte (du moins, en première approximation) comme des objets qu’on appelle des corps noirs. Un corps noir est un objet qui absorbe toute la radiation qu’il reçoit (et donc qui n’est pas du tout réfléchissant) et qui émet de la radiation en raison de sa température. Le spectre émis par un corps noir dépend uniquement de sa température : un corps noir froid émet de la lumière rouge alors qu’un corps noir chaud émet de la lumière bleue.

Puisque le type spectral est lié à la couleur et que la couleur est liée à la température, on peut déterminer la température d’une étoile à partir de son type spectral. La température effective est la température de surface de l’étoile qu’on peut déduire de cette façon. En combinant cette information avec la luminosité de l’étoile, on peut la représenter sur un graphique où l’axe horizontal représente la température effective et l’axe vertical représente la luminosité. On appelle ce genre de graphique un diagramme de Hertzsprung-Russell ou diagramme HR. Ci-dessous vous voyez un diagramme HR sur lequel sont représentées environ 23 000 étoiles. Remarquez que la température augmente de droite à gauche sur ce genre de diagramme.

Sur ce diagramme, on constate que la majorité des étoiles sont regroupées le long d’un axe qui va du coin supérieur gauche au coin inférieur droit. On appelle cet axe la séquence principale. Environ 80% des étoiles se trouvent dans la séquence principale. Au-dessus de la séquence principale se trouvent les étoiles qu’on appelle des géantes. Ces étoiles sont plus lumineuses que les étoiles de même température sur la séquence principale parce qu’elles sont plus grosses (mais pas nécessairement plus massives). Les étoiles en dessous de la séquence principale sont des naines blanches. Les naines blanches sont moins lumineuses que les étoiles de la séquence principale parce qu’elles sont plus petites.

Pourquoi y a-t-il différents groupes dans un diagramme HR? Est-ce que les étoiles géantes ont toujours été géantes? Est-ce que les étoiles de la séquence principale commencent leur vie comme de grosses étoiles O très chaude et se refroidissent graduellement à mesure qu’elles épuisent leur carburant nucléaire en descendant le long de la séquence principale? Ces questions ont mené les astrophysiciens à élaborer, au cours du XX^e siècle, la théorie de l’évolution stellaire que nous utilisons aujourd’hui.

Évolution stellaire

Nous savons aujourd’hui que les étoiles le long de la séquence principale n’ont pas la même masse. Les étoiles en haut à gauche sont plus massive alors que celles en bas à droite sont moins massive. Puisque la masse d’une étoile change peu au cours de sa vie, l’évolution d’une étoile ne peut pas se faire le long de la séquence principale, elle doit évoluer en se déplaçant à l’extérieur de la séquence principale. Nous allons décrire la vie d’une étoile semblable à notre Soleil. Les étoiles de différentes masses ont des vies légèrement différentes, mais nous n’avons pas le temps de regarder toutes les possibilités.

Naissance de l’étoile dans la matière interstellaire

L’espace entre les étoiles est principalement vide, mais il existe des régions où on retrouve de la matière en plus grande quantité. Cette matière interstellaire prend de nombreuses formes : gaz d’hydrogène et d’hélium, poussière et petites molécules. Les nébuleuses sont des régions où la matière interstellaire est dense et forme des structures qu’on peut voir au télescope.

Sous certaines conditions, il arrive que les nuages moléculaires commencent à s’effondrer sur eux-mêmes. La gravité attire la matière et la force à devenir de plus en plus dense. La matière qui s’effondre a une masse environ égale à celle du Soleil et elle commence à s’échauffer en raison de l’énergie libérée par la contraction gravitationnelle. À mesure que la protoétoile se contracte, elle devient de plus en plus chaude et se met à briller intensément. Une centaine de milliers d’années après avoir commencé à se contracter, la protoétoile atteint son maximum de luminosité, elle brille des dizaines de fois plus que notre Soleil. L’effondrement gravitationnel se poursuit et la diminution de la taille de l’étoile fait diminuer sa luminosité. Après quelques dizaines de millions d’années, l’étoile a rejoint la séquence principale et la fusion de l’hydrogène en hélium s’amorce. Les résidus de matière restant autour de l’étoile se concentrent en un anneau dans lequel naîtront bientôt des planètes.

Âge adulte dans la série principale

L’étoile vivra environ 10 milliards d’années dans la série principale. Au cours de sa vie, elle continue à fusionner l’hydrogène en hélium et l’hélium ainsi formé s’accumule dans le noyau de l’étoile. Cette accumulation cause un réchauffement du noyau et une légère augmentation de la luminosité de l’étoile. La température au centre de l’étoile n’est cependant pas assez élevée pour que la fusion de l’hélium puisse se produire. L’étoile mène une vie relativement calme.

Vieillesse après la séquence principale

En quelques centaines de millions d’années, l’étoile change dramatiquement. L’hélium accumulé dans le noyau ne pouvant pas fusionner, le noyau se contracte et se réchauffe sous l’influence de la gravité. Cette augmentation de la température accélère la fusion de l’hydrogène en hélium dans la région entourant le noyau. Cet hélium coule vers le noyau augmentant encore plus la quantité d’hélium dans le noyau ce qui accélère sa contraction. Cette boucle de rétroaction produit d’importantes quantités d’énergie et la migration de cette énergie vers la surface augmente la taille de l’étoile et donc sa luminosité. Cependant, l’énergie n’arrive pas complètement à atteindre la surface de l’étoile qui se refroidit légèrement; l’étoile devient plus rouge. Éventuellement, l’expansion de l’étoile et la diminution de température de surface qui l’accompagne mènent à la formation d’une zone de convection dans l’étoile. La convection accélère le transport d’énergie du centre de l’étoile vers la surface et la luminostié augmente drastiquement. L’étoile devient une géante rouge.

La température dans le cœur de l’étoile augmente éventuellement assez pour que la fusion de l’hélium en carbone commence. Le flash de l’hélium dure quelques secondes mais libère une quantité énorme d’énergie. La fusion de l’hélium provoque une accumulation de carbone et d’oxygène dans le noyau. La température n’est pas suffisamment élevée pour que le carbone et l’oxygène puissent fusionner. Le noyau se contracte donc et sa température augmente provoquant une augmentation de la fusion d’hélium. La production d’énergie élevée dans le noyau fait augmenter la luminosité de l’étoile et la fait gonfler considérablement. L’étoile atteint la branche asymptotique dans le diagramme HR et devient une supergéante rouge. Cette phase est très rapide, quelques centaines de millions d’années seulement. L’étoile est tellement gonflée que les couches externes sont trop loin du noyau pour être retenues fermement par la gravité. La lumière émise pas le noyau pousse suffisamment sur les couches externes pour les éjecter de l’étoile. Un nuage de gaz et de poussière est projeté dans l’espace et forme ce qu’on appelle une nébuleuse planétaire.

Le cœur de l’étoile, dénudé, épuise rapidement son carburant nucléaire et se contracte considérablement jusqu’à atteindre une taille semblable à celle de la Terre. Le cœur est constitué de carbone et d’oxygène avec quelques traces résiduelles de l’hélium et de l’hydrogène qui n’a pas été éjecté dans la nébuleuse planétaire. Malgré la contraction, sa température n’augmente pas suffisamment pour que la fusion du carbone se produise. L’étoile est morte. Son cadavre s’appelle une naine blanche. La naine blanche, très chaude initialement puisqu’elle est le noyau restant de la supergéante rouge, se refroidi graduellement. Après une dizaine de milliards d’années, elle sera trop froide pour émettre de la lumière visible et deviendra une naine noire. L’Univers, vieux de 13,8 milliards d’années, n’est pas encore assez vieux pour contenir des naines noires.

Dans la nébuleuse planétaire, des nouvelles étoiles pourront éventuellement se former. Les éléments plus lourds comme le carbone et l’oxygène qui ont été produit par fusion nucléaire dans l’étoile qui vient de s’éteindre se retrouveront dans les planètes qui se formeront autour des nouvelles étoiles. Cette matière est celle-là même qui composera les éventuels êtres vivants qui apparaîtront peut-être sur ces planètes. Nous existons grâce aux générations d’étoiles qui nous ont précédé.

Exercices

1. Associez les valeurs de l’âge du Soleil au scientifique correspondant. Âge du Soleil : 5 milliards d’années, 4000 ans, 10 millions d’années. Scientifiques : Newton, Eddington, von Helmholtz.

2. Qu’est-ce qu’une réaction de fusion nucléaire?

3. Pourquoi faut-il que la température soit très élevée pour que des réactions de fusion nucléaire puissent se produire?

4. Qu’est-ce qu’une étoile céphéide?

5. Quels sont les deux principaux constituant des étoiles?

6. Vrai ou faux, dans une étoile, les réactions nucléaires se produisent surtout dans la zone de convection.

7. Dans un diagramme de Hertzsprung-Russell, l’étoile A est plus à droite et plus basse que l’étoile B. Comment la luminosité et la température de l’étoile A se compare-elle à celle de l’étoile B?

8. Dans le langage courant, on fait souvent référence aux couleurs chaudes (jaune, orange, rouge) et aux couleurs froides (violet, bleu, vert). Expliquez pourquoi cette terminologie est physiquement incorrecte.

9. Si on augmente la température d’un corps noir, est-ce que sa luminosité augmente ou diminue? Comment sa couleur change-t-elle?

10. L’étoile A est une étoile de type spectral B située sur la séquence principale. L’étoile B est une étoile de même luminosité que l’étoile A, mais elle a un type spectral K. Quel est le type de l’étoile B (séquence principale, géante ou naine)? Quelle est sa température effective?

11. Classez les stades suivants de l’évolution stellaire en ordre chronologique : géante rouge, séquence principale, protoétoile, naine blanche, nébuleuse planétaire.

12. Classez les stades suivants de l’évolution stellaire du moins lumineux au plus lumineux : supergéante rouge, séquence principale, protoétoile, naine blanche.

13. Vrai ou faux, une nébuleuse planétaire est un autre nom qu’on donne aux planètes gazeuses comme Jupiter et Saturne.