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Les étoiles
La machinerie stellaire
Structure production d'énergie des étoiles 

Aperçu
Les étoiles sont d'autres soleils. Par de nombreux aspects, elles sont donc comparables à l'astre du jour. Même composition chimique globale : trois quarts d'hydrogène, vingt pour cent d'hélium environ et quelques éléments plus lourds. En première approche, les étoiles ont aussi une structure interne comparable à celle du Soleil : en leur centre se situe le cœur, ou noyau, dans lequel les pressions et les températures sont les plus élevées, au-dessus se place une enveloppe épaisse, étagée généralement en plusieurs couches, puis leur atmosphère, très étendue et souvent aussi siège d'une grande agitation, qui témoigne du rôle important joué dans toutes les étoiles par les phénomènes magnétiques.

Toutes les étoiles ne sont pas pour autant identiques. Elles diffèrent souvent dans des proportions importantes quant à leur masse, leur luminosité et leur couleur. Reste qu'une logique commune régit le monde des étoiles. Il est des règles qu'elles doivent bon gré mal gré respecter. Ainsi, pendant l'essentiel de leur existence, les étoiles puisent-elles toutes l'énergie qu'elles rayonnent à la même source. Leurs régions centrales sont le siège de réactions de fusion des noyaux atomiques dont le résultat est la fabrication de noyaux atomiques plus lourds (nucléosynthèse stellaire), accompagnée d'un fort dégagement d'énergie.

La masse des étoiles

Comme on aura maintes occasions de le remarquer, la caractéristique la plus fondamentale des étoiles, celle de laquelle presque tout dérive, est la quantité de matière qu'elles contiennent, mesurée par leur masse

On notera en particulier que la masse détermine le taux des réactions de fusion à l'intérieur de l'étoile et, partant, sa luminosité et sa longévité. Ce paramètre contrôle également la possibilité ou pas de production de telle ou telle réaction nucléaire, et commande donc aussi aux détails de l'évolution stellaire.
La masse des étoiles peut être très variable. Si l'on prend celle du Soleil (soit 1,9881 x 1030 kg) pour unité, on constate que les chiffres s'étagent entre 0,075 et 100 environ. Le chiffre plancher correspond à la possibilité pour l'étoile d'engager dans ses régions centrales la fusion thermonucléaire de ses noyaux d'hydrogène. Au-dessous à des étoiles un peu particulières, appelées naines brunes. Le chiffre plafond d'une centaine de masses solaires, qui correspond grossièrement à la masse des plus grosses étoiles connues est lui lié à des conditions de stabilité. Une étoile plus massive se désintégrerait aussitôt formée. Avec une exception envisagée par la théorie : les toutes premières étoiles, dont la composition chimique était différente des étoiles formées plus récemment, pouvaient atteindre, pense-t-on, des masses colossales : peut-être plusieurs milliers de masses solaires.

Le tableau suivant donne un aperçu des masses de quelques (grosses) étoiles brillantes (toujours exprimées par rapport à la masse du Soleil, qui vaudra donc 1) : 
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Étoile
Masse
Rigel (Orion) et Deneb (Cygne)
50
Antarès (Scorpion)
25
Adhara (Grand Chien) et Hadar (Centaure)
20
Canopus (Carène)
10
Vega (Lyre) et Sirius (Grand Chien)
2,5
Altaïr (Aigle)
2

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La lumière des étoiles

Pratiquement tout ce que l'on sait sur les étoiles provient de l'information véhiculée par la lumière qu'elles émettent. Vues de la Terre, les étoiles présentent ainsi en première instance deux caractéristiques : elle brillent de différents éclats et affectent des couleurs variées.

Les disparités d'éclat (ou de luminosité, ou encore de magnitude, selon la grandeur physique que l'on veut considérer précisément) entre les étoiles sont immenses. Le Soleil, nous apparaît ainsi tellement lumineux qu'il éteint l'éclat de toutes les autres étoiles dès qu'elle se montre au-dessus de l'horizon. Et la nuit, moins de cinq mille, réparties sur toute la voûte céleste se révèlent accessibles à l'oeil nu. Il existe un rapport d'environ 1 à 100 entre les moins et les plus brillantes de ces étoiles. Mais les instruments astronomiques (jumelles, lunettes, télescopes...) sont capable de capter la lumière d'étoiles incroyablement moins lumineuses.

Ces différences proviennent en partie à ce que les étoiles se situent à des distances différentes de nous. Pour les comparer, les astronomes distinguent donc entre luminosité (ou magnitude) apparente et luminosité (ou magnitude) absolue, qui répond à l'idée qui l'on pourrait comparer plus objectivement l'éclat de toutes les étoiles si on les plaçait toutes à la même distance de nous.

Il apparaît alors que même situées à la même distance, les étoiles auraient des éclats différents. Cela tient à ce qu'elles sont effectivement très différentes les unes des autres comme le révèle de façon encore plus évidente la couleur de leur lumière. Là encore, l'oeil suffit déjà à révéler quelques nuances. Les étoiles sont parfois orangées, et même pour certaines franchement rouges, parfois elles apparaissent blanches, et d'autres peuvent révéler une teinte bleutée. Le Soleil, lui, est jaunâtre. Au télescope ces couleurs sont plus marquées encore.

L'analyse de la lumière des étoiles à l'aide d'instruments (filtres colorés, spectroscopes...) montre comment l'énergie de ce rayonnement se distribue en fonction de la longueur d'onde des photons émis. Cette distribution est différente selon la température qui règne à la surface de l'étoile : plus une étoile est chaude, et plus elle émet de rayonnements bleus; à l'inverse plus elle est froide, et plus sa lumière est riche en rayonnements rouges. Mais il est possible de tirer des informations bien plus précises en dispersant la lumière des étoiles pour faire apparaître ce que les physiciens appellent leur spectre. Dans un spectre stellaire, des raies sombres (raies d'absorption) permettent notamment et de reconnaître les éléments chimiques dont l'étoile étudiée est faite.

La prise en compte de la luminosité intrinsèque d'une étoile et surtout de ses caractéristiques spectrales (révélées en première approche par sa couleur) sont à la base d'un système de classification dit en types et en classes spectrales. Considérées d'un point de vue statistique, à l'aide d'un diagramme dû à Herstzsprung et à Russell, ces paramètres permettent également de cerner les modalités de l'évolution stellaire.

Les types spectraux
On l'a dit, plus une étoile est chaude et plus son spectre comprend des radiations bleues; inversement plus elle est froide, et plus sa lumière est rouge. La couleur est ainsi un moyen sommaire de distinguer entre les différentes étoiles. Mais existe une façon plus précise, qui consiste à examiner la distribution dans le spectre de différentes raies, généralement sombres (absorption), qui débouche sur la définition pour l'étoile considérée d'un type spectral déterminé. A la notion de type spectral s'ajoute celle de classe de luminosité. Celle-ci permet de distinguer notamment les étoiles ordinaires de la séquence principale, d'étoiles de même température (et de même type spectral) mais ayant déjà évolué en géantes.

Le diagramme HR
La lumière des étoiles nous fait parvenir un message brouillé et complexe. Pour en démêler les arcanes, les astronomes recourent à un outil mis au point dans les premières années du XXe siècle par Ejnar Hertzsprung (1905) et indépendamment par Henry Norris Russell (1914). Il s'agit d'un diagramme dans lequel les points représentatifs d'un ensemble d'étoiles sont placées en fonction de leur couleur, température superficielle ou type spectral (qui correspondent aux abscisses) et de leur luminosité ou de leur magnitude absolues ou apparentes (en ordonnées). Le diagramme de Hertzsprung-Russell est vite devenu la pierre angulaire de l'astronomie stellaire, il révèle les mécanismes qui gouvernent le devenir des étoiles et apporte un peu de raison et d'ordre dans le bestiaire céleste.

La structure des étoiles

Si l'on compare une étoile à un astre aussi compliqué que notre Terre, où s'observent des phénomènes agissant à des échelles très diverses, on peut être tenté de n'y voir qu'un objet très simple. L'étude du Soleil, qui est l'étoile la plus proche de nous et donc la plus facilement observable, montre que l'on a malgré tout affaire à quelque chose d'assez complexe, et dont tous les détails sont loin d'être connus. N'empêche, en première approche, il est quand même possible de limiter à un petit nombre les facteurs qui contribuent à définir la logique qui gouverne globalement une étoile. Ils concernent la d'une part la définition des conditions de l'équilibre entre gravité et pression qui garantissent à ce type d'astre une existence stable sur de très longues durées, et d'autre part, les termes qui définissent la production d'énergie d'une étoile au travers de réactions de fusion des noyaux d'atomes qu'elle renferme, et ceux qui définissent l'évacuation de cette énergie au fur et à mesure de sa production.


Qu'y a-t-il sous la peau d'une étoile?
(Source : SOHO/NASA/ESA).

La logique qui préside à l'équilibre stellaire conduit- ainsi à attribuer aux étoiles une structure concentrique. Les régions les plus denses et chaudes se trouvent en son centre et sont le siège des réactions nucléaires qui procurent à l'étoile l'énergie qui la fait rayonner pendant la plus grande partie de son existence. Autour de ce coeur se situe l'enveloppe stellaire, par laquelle transite vers l'extérieur cette énergie essentiellement par convection et par rayonnement, et dont le rôle essentiel est de peser sur le coeur et d'en contenir, à la manière d'un couvercle bien rivé, la tendance à l'expansion.

La nucléosynthèse stellaire

A l'issue du big bang, seuls existaient les éléments les plus légers, ceux dont le poids atomique est le plus faible. Il s'agit principalement de l'hydrogène et de l'hélium, et secondairement du deutérium et du lithium. Les éléments plus lourds ont une origine plus récente. Ils ont été fabriquées et injectés progressivement dans le milieu interstellaire par les étoiles. Certains éléments sont fabriqués au coeur même des étoiles, d'autres se forme au cours de processus qui se déroulent "hors" des étoiles mais qui continuent de les impliquer (explosions stellaires, rayons cosmiques...).

On désigne la formation de ces nouveaux éléments, c'est-à-dire synthèse de nouveaux noyaux atomiques, sous le nom de nucléosynthèse. Ce jeu de construction qu'est la nucléosynthèse stellaire s'avère également à l'origine de la production d'énergie rayonnée par les étoiles. La raison générale en tient à ce que pour rapprocher deux noyaux, qui normalement se repoussent du fait de leurs charges électriques de même signe (répulsion coulombienne), il est nécessaire que certains de leurs protons expulsent leur charge pour devenir des neutrons. Or, la masse d'un proton et d'un neutron n'est pas exactement la même. Il existe une petite différence de masse "inutile". Cette elle qui est convertie en énergie (essentiellement en photons-gamma, c'est-à-dire en rayonnement de très haute énergie).

Zoom sur le Soleil

On l'a souvent dit, dans l'immensité de l'univers, le Soleil n'est qu'une simple étoile parmi dès millions d'autres, « un simple soldat dans l'armée du ciel ». Et, pour la Terre, au contraire, il est le centre autour duquel gravité et le foyer vital d'où reçoit la chaleur et la lumière tout le système d'astres dont elle fait partie intégrante et qui, sous la nom de système solaire, comprend de nombreux corps de dimensions et masses diverses, tous bien plus petits que lui, et qui constituent sont cortège de planètes, d'astéroïdes, de comètes, etc.

Une vision sans doute trop simple pour ne pas mériter quelques aménagements. Le Soleil est effectivement par bien des aspects (par sa gravité, par son rayonnement) le centre du Système solaire. Mais ce constat reste partiel. Par exemple, la matière de laquelle est faite chaque planète et le Soleil lui-même vient d'ailleurs. Les atomes qui la constituent ont été synthétisé par d'autres étoiles, qui ont ont beau être anonymes et même peut-être disparues depuis longtemps, n'en sont pas moins plus centrales que le Soleil de ce point de vue. "Notre" système est autant la la Voie lactée, que le seul Système solaire.

Et que dire du Soleil en tant qu'étoile? Simple étoile, le Soleil l'est assurément, mais elle est peut-être moins banale qu'on tendrait à le dire. La plupart des étoiles vivent en couple avec une autre étoile, parfois davantage. De ce point de vue le Soleil appartient donc à une minorité. Tout aussi crucial : sa masse est relativement importante, et la grande majorité des étoiles ont des masses et des dimensions bien plus modestes. Ajoutez à cela que malgré ses crises ponctuelles, notre Soleil est aussi une étoile plutôt tranquille, qui est restée globalement très stable depuis plusieurs milliards d'années. Ce n'est peut-être pas si courant.

Les astronomes ne connaissent aucun vrai jumeau du Soleil, même s'ils citent des étoiles qui lui ressemblent beaucoup. C'est le cas, par exemple, de 51 Pegasi (Pégase) autour de laquelle a été détectée la première planète extrasolaire en 1995. Cela ajouté à la centaine de planètes découvertes les années suivantes, a bien de quoi faire penser que les systèmes planétaires pourraient être très communs autour des étoiles comparables au Soleil. Mais que signifie dans ce cas "comparables"? Même masse, même phase d'évolution, même âge? Quoi d'autre?

Étrangement la découverte des premières planètes extrasolaires à révélé une diversité inattendue dans les configuration possibles des systèmes planétaires. D'où ce paradoxe apparent, qui veut que depuis que l'on dispose d'éléments supplémentaires pour placer le Soleil et son cortège de planètes sous une loi commune à d'autres étoiles, on découvre des raisons supplémentaires de le trouver encore plus singulier. Le Soleil est ainsi unique, non pas parce qu'il serait très spécial (car en étudiant le Soleil, les astronomes peuvent comprendre des choses qui sont valables non seulement pour lui, mais qui le restent encore pour la plus lointaine étoile de la plus lointaine des galaxies), mais parce que chacune des centaines de milliards d'étoiles de la Galaxie est unique.

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