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Les étoiles
Lignes de vie
L'évolution des étoiles

Aperçu
S'il fallait définir une étoile par un mot clé, ce serait sans doute celui d'équilibre. Mais à chaque instant une étoile disperse autour d'elle une quantité phénoménale d'énergie. Ce qui signifie que l'état dans lequel elle se trouve est nécessairement un équilibre dynamique. A partir du moment où une étoile est née, c'est-à-dire stricto sensu à partir du moment où elle commence à produire de l'énergie à partir de réactions thermonucléaires se déroulant en son sein, équilibre auquel elle s'accroche est entièrement contrôlé par l'action antagoniste de cette énergie et de la gravitation.

Les termes exacts dans lesquelles les conditions de l'équilibre stellaire peuvent ensuite être très diverses. Elles dépendront du stade d'évolution de l'astre aussi bien que de sa masse. Dans certains cas, l'équilibre peut s'accompagner de variations. L'étoile changera en particulier d'éclat, peut-être périodiquement, peut-être au cours de brèves crises d'instabilité. La variabilité peut ainsi apparaître lors de stades tardifs d'évolution. C'est le cas pour ces variables pulsantes que sont les céphéïdes, par exemple, mais aussi de certaine géantes rouges, étoiles de masse moyenne en général, mais de taille et d'éclat gigantesque, et engagées dans une course désespérée pour maintenir justement cet équilibre qui leur permettra encore quelque temps de revendiquer leur statut stellaire.

Mais une clé commande toutes les différentes caractéristiques que revêt une étoile. Une clé qui règle son destin en décidant sans faillir tout au long de la vie de l'étoile de ce que seront en définitive les termes de son équilibre à un instant donné. Il s'agit de la masse de l'étoile. Ce critère conduit ainsi à distinguer des étoiles ordinaires d'une part les étoiles de forte masse, à la vie courte et violente, et d'autre part, les mini-étoiles, étoiles peu massives et froides, à tel point que les moins massives d'entre elles ne mériteraient pas même le nom d'étoiles. Il s'agit des naines brunes, dont la masse est insuffisante pour que s'allument en leur sein les réactions de fusion des noyaux d'hydrogène qui marquent la venue dans la vie de tous leurs autres congénères.


Mise en ordre
L'évolution des étoiles

Il suffit de remarquer qu'une étoile rayonne pour comprendre que les étoiles ne peuvent durer éternellement. De plus, l'énergie produite au coeur des étoiles - c'est à -dire dans leur région où règnent les conditions physiques les plus extrêmes - a des origines diverses. Elle se puise à différentes réservoirs successivement. Si bien qu'au fur et à mesure de leur épuisement la logique de fonctionnement de l'étoile est modifiée.

Une étoile consomme ainsi d'abord les réserves d'hydrogène présentes dans son coeur : les réactions de fusion thermonucléaire transforment les noyaux d'hydrogène en noyaux d'hélium. Ce sera pour elle une longue période de stabilité, qui correspond à ce que les astronomes appellent la séquence principale. Le Soleil et la grande majorité des étoiles en sont à ce long stade de leur évolution. Puis vient le tour de la combustion de l'hélium précédemment synthétisé. Une étape beaucoup plus brève que la précédente, mais spectaculaire, puisque à ce moment, l'étoile apparaît sous la forme d'une géante, qui pourra être pour l'essentiel une géante rouge, astre démesurément grand et lumineux. Ce stade sera éventuellement suivi d'autres étapes, reproductions chaque fois un peu plus brèves, mais aussi plus complexes des étapes antérieures, pendant lesquelless sont consommées les réserves en éléments plus lourds synthétisés lors des réactions thermonucléaires précédentes. Au final, toutes les réserves sont épuisées et l'étoile ne peut que mourir : la plupart du temps, elle s'éteindra lentement en devenant une naine blanche, quelquefois, il y aura explosion en supernova. Et c'est la suite de ces mécanismes qui prennent le relais les uns des autres entre la naissance et la mort, la faisant changer de diamètre, d'éclat et de couleur, qui définissent l'évolution stellaire.

Mais il convient de noter qu'aucune des réactions de fusion impliquées n'est spontanée : elle est toujours une réponse à la gravitation. Au moment de leur formation, les étoiles ne brillent que parce qu'en se contractant sur elles-mêmes sous l'effet de leur propre poids, l'énergie gravitationnelle potentielle de la matière se transforme en chaleur et en rayonnement. L'allumage puis la combustion de l'hydrogène qui s'ensuit est elle-même régulée par la gravitation : l'enveloppe stellaire ne cesse de peser de tout son poids sur le coeur de l'étoile où se déroulent les réactions thermonucléaires et sert en quelque sorte de soupape pour éviter l'emballement ou l'affaiblissement du processus de fusion. Quand l'hydrogène est épuisé, c'est de nouveau la gravitation qui provoquant de nouveau la contraction permet une nouvelle montée des températures et permettra (ou pas) si le niveau est suffisant le démarrage des réactions de fusion de l'hélium. Et ainsi de suite, lorsque l'hélium central est épuisé.

Tout cela explique que la masse est bien le facteur clé de l'évolution stellaire. Les étoiles les moins massives (celles dont la masse est inférieure au tiers de la masse du Soleil), par exemple, ne parviendront pas à allumer leur réserves d'hélium, et s'éteindront sans être devenues des géantes rouges. A l'opposé, seules les étoiles les plus massives (disons au-delà de 8 à 10 masses solaires) parviendront à dépasser le stade de la combustion des noyaux d'hélium et à s'engager dans celui de la combustion d es noyaux de carbone, d'oxygène et d'azote présents dans le coeur. Plus la masse de l'étoile est importante, et plus sa vie est donc riche en péripéties.

Avec une complication supplémentaire cependant. Toutes les étoiles perdent de la masse au cours de leur existence, et modifient ainsi d'une certaine manière les règles du jeu de leur évolution. En général, leur perte de masse est principalement due au vent stellaire. Pour celles qui ne sont pas très massives, comme le soleil, cette perte de masse est mineure tant qu'elles se prélassent sur la séquence principale, contrairement à ce qui s'observe déjà pour les étoiles très massives. Mais le phénomène s'amplifie toujours au fil du temps. A la fin de la phase de géante rouge, toutes les étoiles connaissent une hémorragie qui les débarrassent de l'essentiel de leur enveloppe. Un autre aspect de l'évolution stellaire apparaît encore lorsque l'on remarque que les étoiles vivent le plus souvent en couples. Lorsque les deux composantes sont proches, des transferts de matière peuvent s'opérer de l'une au l'autre. On comprend que leurs destins puissent alors bifurquer brutalement au gré de cures de rajeunissement (ou de vieillissement!) accélérés.

Le temps de la formation

Dans la Voie lactée, il naît en moyenne quatre ou cinq étoiles chaque année. Ces naissances ont lieu en fait par à-coups, par bouffées, dans les régions où l'on rencontre en quantité suffisante la matière première requise : l'hydrogène, qui est aussi le principal constituant des nuages interstellaires. Les pourvoyeurs privilégiés de ce gaz seront les froids et poussiéreux-nuages moléculaires géants. Dans une galaxie comme la Voie lactée, les sites de formation stellaire se situent donc là où se concentrent les nuages moléculaires géants, c'est-à-dire dans les bras spiraux. Un second site privilégié est la région la plus centrale de la Galaxie.

Lorsque, pour divers motifs, une portion de ces nuages est déstabilisée, elle s'effondre sur elle-même et se fragmente. Puis le phénomène se répète et ce mécanisme des contractions et des fragmentations successives, explique pourquoi les jeunes étoiles forment le plus souvent des groupes.

Le détail des processus à l'oeuvre n'est pas encore très clair. Il semble aujourd'hui qu'il faille invoquer des mécanismes différents pour les les étoiles massives, souvent impliquées dans des systèmes complexes, et pour les étoiles de faible masse comme le Soleil. Toujours est-il qu'au final l'afflux de gaz dans chaque condensation à partir de laquelle se formera une étoile provoque l'apparition d'un noyau de plus plus en plus dense et chaud, un embryon d'étoile en somme, qui prend le nom de proto-étoile.

Le dégagement d'énergie né de cette simple compression souffle alors littéralement le gaz et la poussière du disque alentour. Plus d'afflux de matière, plus de croissance stellaire, et et assez vite, plus de matière non plus pour alimenter la croissance d'éventuelles planètes, qui n'avaient qu'à saisir leur chance tant qu'il était temps. L'étoile est déjà constituée d'une certaine façon, son énergie n'est pas encore d'origine thermonucléaire, mais gravitationnelle, ce qui ne l'empêche pas de briller intensément. Ce stade correspond à ce que les astronomes appellent la phase T Tauri. Les étoiles de la famille des T Tauri et des autres variables éruptives encore entourées d'un cocon de matière (étoiles de Herbig-Haro, UV Ceti) en sont à ce stade précoce et agité de leur existence. C'est seulement quand la température au centre de l'astre atteint les dix millions de degrés que la fusion thermonucléaire des noyaux d'hydrogène s'engage.

Les étoiles variables

La condition d'étoile correspond à une situation d'équilibre. Mais il s'agit d'un équilibre instable, transitoire, gouverné par des forces antagonistes et tyranniques. A chaque instant, les étoiles doivent résister à l'effondrement sur elles-mêmes sous l'effet de leur propre poids, en même temps qu'à leur dispersion dans l'espace sous l'action des hautes pressions et températures qui règnent dans leur coeur. Cette tension permanente est le moteur même de l'évolution stellaire. Les étoiles se forment, viennent à la lumière à leur façon. Puis, elles brûlent leur combustible nucléaire et dissipent dans l'espace l'énergie ainsi produite. Et enfin, parce que leurs réserves, sont nécessairement limitées, elles s'acheminent peu à peu vers une inéluctable extinction. Au long de ce parcours, les étoiles changent d'éclat, de température ou de volume. En ce sens, et pour peu qu'on les considère sur le long terme, toutes les étoiles pourraient être qualifiées de variables. Elles le sont aussi toutes peu ou prou sur le court terme, à l'instar du Soleil.

L'habitude n'est cependant pas de qualifier le Soleil d'étoile variable, pas plus d'ailleurs que la plupart des étoiles que l'on connaît, alors même que l'on sait depuis peu, grâce au volet photométrique du programme Hipparcos que bien moins d'étoiles que ce que l'on pensait ont un éclat constant. L'appellation est réservée à certaines étoiles pour lesquelles, d'une part, l'amplitude des variations, c'est-à-dire l'écart entre le maximum et le minimum de luminosité, est relativement important (disons au-delà de quelques centièmes de magnitude), et qui de surcroît, voient ces variations s'effectuent en un temps relativement bref (entre quelques heures et plusieurs années).

Certains des changements constatés peuvent se révéler périodiques, comme le sont les pulsations des enveloppes stellaires. Sur les 20 000 étoiles variables cataloguées avant l'ère Hipparcos, 14 000 étaient dans cette situation. Il est aussi des variations qui s'avèrent plus irrégulières et correspondent, à de brèves crises, à des éruptions - des sautes d'humeur à la manière solaire. La crise résout ici les tensions qui s'accumulent pendant les période d'un calme de surface. Une infime minorité, enfin, présente des variations dramatiquement définitives, à l'instar des explosions qui achèvent la vie des étoiles les plus massives.

Les variables pulsantes- La répartition des étoiles variables sur le diagramme HR, révèle que celles-ci se concentrent dans certains secteurs, plutôt que dans d'autres. Ces régions correspondent à des certaines combinaisons de luminosité et de température pour lesquelles les étoiles sont instables selon des modalités diverses. Plusieurs groupes de variables se retrouvent en particulier sur une bande allongé qui barre obliquement la partie supérieure du diagramme. Cette zone, qui porte le nom de bande d'instabilité correspond à des conditions physiques à l'intérieur des étoiles qui privilégient un mode de variation particulier : la pulsation.

La pulsation s'exprime par des fluctuations périodiques (ou approximativement périodiques dans les cas extrêmes) de volume, accompagnées par des variations d'éclat, ainsi que des changements dans les propriétés spectrales de la lumière émise. Ces dernières étant le témoin de modifications de température et de pression.

Tous ces phénomènes sont évidemment liés. Les variations des volume allant de pair avec les variations de la surface par laquelle l'étoile rayonne son énergie et donc se refroidit, on peut en effet s'attendre à voir la lumière - par son éclat aussi bien que par son spectre - battre la cadence, sinon en phase, du moins au même rythme que l'enveloppe stellaire.

Les géantes rouges

Les géantes rouges correspondent à une phase tardive que traversent toutes les étoiles dont la masse dépasse les 0,3 masses solaires. Ce sont des étoiles excessivement lumineuses. Elles brillent souvent mille fois plus que notre Soleil, du fait de leur taille. Lorsque leur masse est équivalente à celle de notre étoile, les diamètres de ces astres s'échelonnent ordinairement entre cinquante et cent millions de kilomètres. Placés au centre du système solaire, ces monstres engloberaient les orbites de Mercure et de Vénus. Quant aux étoiles initialement plus massives - les supergéantes -, elles peuvent gonfler, dès qu'elles parviennent au stade de géantes rouges, jusqu'à atteindre des diamètres de l'ordre de 500 millions de kilomètres.

Quelques exemples : Mira Ceti (Baleine) affiche un diamètre comparable à celui de l'orbite de notre planète; Ras Algethi (Hercule), possède un rayon supérieur à celui de l'orbite de Mars; Bételgeuse (Orion) et Antarès (Scorpion), sont 1200 plus grosses que le Soleil et contiendraient tout juste à l'intérieur de l'orbite de Jupiter.

Cette immensité fait des géantes et supergéantes rouges des objets très dilués, presque évanescents. On compare souvent la densité de l'enveloppe de ces astres au vide produit en laboratoire. C'est dire les drôles d'objets auxquels on a alors affaire! Mais, parce qu'elles offrent en même temps une très grande surface par la quelle le rayonnement peut les quitter, les géantes rouges brillent donc intensément... et se refroidissent au même rythme. Ainsi doivent-elles leur couleur à une température superficielle et relativement basse, de l'ordre de 2000 à 3000 K, à comparer aux 5500 K de notre Soleil.

Les étoiles massives

Les étoiles les plus massives sont les étoiles bleues des classes spectrales O et B. Ce sont des astres plutôt rares, même si à cause de leur luminosité dix mille à dix millions de fois supérieure à celle de notre Soleil, on serait tenté de ne voir pratiquement qu'elles dans le ciel nocturne. Et d'autant mieux qu'elles sont souvent situées cœur de nuages de gaz et de poussières qu'elles illuminent pour former de splendides nébuleuses brillantes et multicolores. En réalité, les étoiles massives ne comptent sans doute que pour 2% dans l'effectif stellaire d'une galaxie spirale comme la nôtre.

Leur rareté vient de ce qu'elles naissent en petit nombre, mais aussi de ce qu'elles ont une existence très courte en comparaison des autres étoiles. De l'ordre, au mieux, de dix millions d'années seulement, quand le Soleil, par exemple, peut se prévaloir d'une espérance de vie mille fois supérieure. La raison de cette brièveté est qu'avec une masse excessivement élevée - entre quinze et, disons, une bonne centaine de masses solaires - ces étoiles n'ont pas d'autre choix que de consommer à un rythme accéléré leur combustible. L'affaire se terminant d'ailleurs en apothéose, puisqu'on peut s'attendre à ce que toutes ces étoiles finissent par exploser en supernova (de type II)..

Avant cela, tout au long de leur existence, elles auront recraché aussi dans l'espace sous la forme d'un vent stellaire une quantité considérable de la matière qui les constitue, et notamment quantité des noyaux atomiques qu'elles ont synthétisé. Ainsi les étoiles massives jouent-elles un rôle essentiel dans la fabrication et la dissémination dans l'espace interstellaire des éléments chimiques

Le vent stellaire et l'explosion en supernova sont par ailleurs à l'origine de gigantesques ondes de choc, capables de mettre en route la formation de nouvelles étoiles. Si bien que l'ensemble de tous les processus qui leurs sont attachés placent les étoiles les plus massives au coeur même de toute l'évolution d'une galaxie. "Poussières d'étoiles", pour reprendre l'expression d'Hubert Reeves, nous sommes nous-mêmes avant tout des enfants des géantes bleues.

Les mini-étoiles

Les plus petites étoiles constituent un nouveau domaine d'exploration pour l'astronomie. Leur étude a conduit à l'introduction de deux nouveau types stellaires (L et T), qui prolongent en direction des masses décroissantes celui des naines rouges du type M. Ces dernières, dont la masse est inférieure à 0,3 masses solaires, sont encore des étoiles ordinaires. Mais à partir du type L, dans lequel on rencontre encore des naines rouges, commence un territoire commun à ces dernières et à des objets dont la masse est inférieure à 0,075 masses solaires, et appelées naines brunes. Pour ces astres qui, pour certains, peuvent aussi avoir un spectre de type M dans leur prime jeunesse, et qui sont en tout cas les seuls à avoir un spectre du type T, la combustion des noyaux d'hydrogène ne parvient jamais à démarrer.

Ce qui se produit à l'intérieur de toutes ces mini-étoiles est, certes, ici encore fonction de leur masse et de leur âge. Mais elles diffèrent largement de leurs congénères plus massives autant par leur spectre et leur composition atmosphérique, témoins de leur basse température, que par leur physique et leur mode d'évolution.

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