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La structure des étoiles


Aperçu
Si l'on compare une étoile à un astre aussi compliqué que notre Terre, où s'observent des phénomènes agissant à des échelles très divers, 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.
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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 - si l'on veut bien concéder l'emploi d'une expression finaliste par ailleurs assez suspecte ! - est de peser sur le coeur et d'en contenir, à la manière d'un couvercle bien rivé, la tendance à l'expansion.


Rouages
Les termes de l'équilibre stellaire

Les astronomes ont acquis une idée de la structure interne des étoiles grâce à la confrontation de modèles théoriques et d'observations. Ces dernières concernant en partie les étoiles de la Galaxie, mais aussi l'étude attentive du Soleil, en particulier, au cours des dernières décennies, à l'aide des concepts de l'héliosismologie (discipline qui prend le nom d'astérosismologie, quand elle s'applique aux étoiles en général).
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Séismes stellaires

De la même façon que les ondes sismiques qui se déplacent à l'intérieur du manteau terrestre permettent de sonder la structure interne de notre planète, les oscillations mécaniques dont le Soleil est le siège ont permis aux astronomes d'en préciser certaines caractéristiques internes. Il existe cependant des différences entre les tremblement de terre proprement dits qui se propagent à partir d'un point particulier (épicentre) et les oscillations d'une masse gazeuse comme le Soleil, qui se répercutent pratiquement sur tout le volume de l'astre.

La découverte des premières de ses oscillations remonte aux années 1960. Elle correspondent à un phénomène dont la période avoisine les 5 minutes. D'autres modes de vibration ont ensuite été reconnus, allant de quelques dizaines de minutes à presque deux heures. D'autres modes, dont les périodes sont plus longues existent également. Ils deviennent malheureusement difficiles à étudier à partir d'un poste d'observation donné, car, comme on l'a peut-être remarqué, le Soleil a la fâcheuse habitude de disparaître sous l'horizon, selon un cycle de 24 heures.

Pour pallier cet inconvénient, les astronomes ont établi des observatoires dans l'Antarctique, permettant grâce au "phénomène du Soleil de minuit" des observations continues de longue durée. Au cours des dernières années un réseau d'observatoires répartis à travers la planète, nommé Gong (Global Oscillations Network Group), coordonne ses observations avec le même objectif. Le Soleil ne se couche jamais sur l'empire de Gong.


Modes d'oscillation du Soleil.
(Source : Gong).

Du point de vue théorique, les questions à résoudre peuvent être abordées à partir de deux axes complémentaires. Le premier concerne la définition même de l'équilibre stellaire. Le second prend en compte le fait que cet équilibre est dynamique. Ce qui signifie qu'il n'est pas acquis une fois pour toute, mais que la production interne d'énergie, oblige à en ajuster les paramètres à chaque instant.

Équilibre hydrostatique et thermique
Dire qu'une étoile est en équilibre signifie qu'en chacun de ses points existe une exacte compensation entre la la force due à la gravité et agit dans le sens de la compression, et la pression exercée par le gaz ainsi comprimé et qui agit dans le sens de l'expansion. La situation de chaque élément de volume de l'étoile rappelle celle d'un corps qui flotterait sur l'eau : le principe d'Archimède commande (De façon plus technique, on parlera alors d'équilibre hydrostatique.). La différence étant que dans le cas de l'étoile, ce n'est pas seulement l'élément de volume qui pèse, mais aussi toute la matière située au-dessus de lui.

La pression peut avoir des origines diverses. Pour l'essentiel, dans une étoile comme le soleil, elle est de nature thermique et l'on peut invoquer la loi des gaz parfaits. Il existe aussi une autre composante de la pression, qui devient très importante dans le cas des étoiles les plus massives : il s'agit de la pression de radiation, autrement dit de la pression exercée par les photons qui s'extraient des régions centrales pour s'acheminer vers la surface.

La pression de dégénérescence* - On ajoutera qu'il existe une troisième possibilité, différente de celle qui correspond au maintien de l'équilibre hydrostatique. Elle réalisée à des stades tardifs de l'évolution stellaire (naines blanches, étoiles à neutrons, mais aussi régions centrales de certaines étoiles qui ont achevé la combustion de l'hydrogène dans leur coeur), ou dans le cas de mini-étoiles très froides, comme les naines brunes : il s'agit de la pression de dégénérescence, un phénomène quantique, qui rompt avec la loi des gaz parfaits et oppose une sorte de mur incompressible à l'action de la gravité.
L'équilibre hydrostatique n'est possible que si une autre sorte d'équilibre existe dans l'étoile : il s'agit son équilibre thermique. Aucun élément de volume dans l'astre ne doit normalement retenir plus d'énergie qu'il n'en évacue. En pratique cela n'est pas toujours vrai, et il se forme couramment à l'intérieur des étoiles des "réservoirs" dans lesquels l'énergie peut être temporairement retenue, et c'est le remplissage et le vidage de tels réservoirs qui peuvent être invoqués par exemple pour expliquer les pulsations que connaissent certaines étoiles. L'essentiel est qu'en moyenne (après un ou plusieurs de ces cycles) l'équilibre thermique existe bien. Il se traduira alors par une pression sensiblement constante, et à ce stade on n'en demandera pas plus.

Dynamique du transfert d'énergie
L'énergie produite dans les régions centrales d'une étoile dépend des noyaux d'atomes que l'on y rencontre, mais aussi des conditions de température et de pression qui y règnent. Les réactions nucléaires sont d'autant plus facilitées que celle-ci sont élevées, et l'énergie produite est aussi d'autant plus importante que le rendement chaque fusion de noyaux est élevé (il faut que la rencontre deux deux noyaux d'atomes produise plus d'énergie qu'elle n'en coûte...). Ces constats permettent de comprendre d'une part que les étoiles les plus massives, pour lesquelles les pressions sont les plus élevées, consomment leur combustible nucléaire aux taux les plus élevés (il en résulte que leur vie nucléaire est nettement plus courte que celle des étoiles les moins massives). Sachant, par ailleurs, que plus les noyaux sont légers, et plus le rendement de leur fusion est bon, on comprend aussi qu'au cours d'une vie d'étoile, la phase la plus importante sera celle où elle consommera son élément à la fois le plus abondant et le plus léger, c'est-à-dire l'hydrogène. Cette phase est appelée la séquence principale. Elle dure dix milliards d'années pour une étoile comme le Soleil.

Le maintient de l'équilibre stellaire sur une période aussi longue impose que l'énergie produite soit évacuée continûment pendant tout ce temps. Les étoiles disposent de plusieurs mécanismes pour parvenir à cette fin. Si l'on met à part la situation très spéciale évoquée plus haut où la matière stellaire est dégénérée et où le transfert d'énergie vers l'extérieur s'effectue par conduction, les étoiles recourent essentiellement à la convection et au transfert d'énergie par rayonnement.

Le phénomène de convection est analogue avec celui observé avec une casserole d'eau qui boue, et de façon peut-être plus proche du cas examiné, des mouvements atmosphériques verticaux. Le gaz (ou plutôt le plasma) situé dans la région la plus profonde de l'étoile est chauffé et se dilate; toujours selon le principe d'Archimède, il tend alors à monter. Arrivé à la surface, la chaleur s'évacue dans l'espace, il redevient plus froid et donc plus dense et coule de nouveau au fond où il récupérera encore de la chaleur, qu'une nouvelle remontée lui permettra d'évacuer...

Le transfert par rayonnement est d'une certaine manière plus simple. Il correspond à l'évacuation des photons lumineux produits par les réactions nucléaires. En fait un photon gamma créé dans les tréfonds d'une étoile ne s'en extirpe pas aussi simplement. Il se cogne très vite sur les particules de matière (électrons, protons) interposées sur son passage. Une partie de l'énergie va alors servir à mettre en mouvement cette particule, une autre, sera réémise sous la forme d'un nouveau photon. Celui-ci transportant une énergie moindre que le photon incident, il lui correspondra aussi une longueur d'onde plus grande. Ainsi, après moultes collisions, et autant d'émissions de photons transportant chaque fois un peu moins d'énergie, on n'obtiendra plus de photons gamma, mais des photons de lumière visible. Et le processus au complet, entre la création du premier photon, et l'évacuation dans l'espace de la lumière qui nous éclaire, aura finalement duré plusieurs centaines de milliers d'années.

Le jeu de l'opacité - L'efficacité du transfert d'énergie par rayonnement est contrôlé par la transparence ou - pour parler comme les astrophysiciens - par l'opacité de la matière traversée. L'évacuation de l'énergie est d'autant meilleure que l'opacité est faible. En fait celle-ci se révèle être variable selon la pression et la température. Si la pression augmente, par exemple, l'opacité sera plus grande, et l'obstacle à la propagation de la lumière augmentera, d'où une élévation de température qui occasionnera une expansion de l'enveloppe et, partant une diminution de l'opacité; l'étoile peut mieux se refroidir, elle tend à se contracter et l'opacité augmente de nouveau, etc... Les étoiles disposent ainsi d'un mécanisme de régulation - une soupape de sécurité - qui leur permet d'assurer une grande stabilité globale.

Mise en ordre

Anatomie stellaire

Une fois établies les équations qui décrivent toutes les conditions que doit respecter une étoile pour se maintenir en équilibre, il est possible d'élaborer un modèle dans lequel les paramètres (température, rayon, densité, pression, opacité...) intervenant dans chacune des équations de l'équilibre stellaire jouent en fonction des paramètres des autres équations. L'ordinateur aidant, il apparaît qu'une structuration radiale (c'est-à-dire fonction de la distance au centre de l'astre) de l'intérieur des étoiles est nécessaire et qu'elle va dépendre à un moment donné de deux paramètres seulement : la composition chimique, la masse. Comme on peut s'y attendre, lorsqu'on n'envisage plus l'étoile à un instant donné, mais sur toute l'étendue de son existence, un troisième paramètre doit être considéré, l'âge de l'étoile, à partir duquel la notion d'évolution stellaire peut être construite. 
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Ingrédients


X, Y, Z...

Les modèles abordent la composition chimique des étoiles à l'aide de trois paramètres, habituellement notés X, Y et Z :

X correspond à l'abondance d'hydrogène, qui est de très loin le constituant principal des étoiles. Si l'on considère la masse totale d'hydrogène, en moyenne on aura X = 0,73.

Y est la proportion d'hélium. En nombre d'atomes, elle peut varier entre 5 et 15%. En masse, elle est en moyenne de Y = 0,25. On notera qu'en pratique seules les étoiles très chaudes permettent d'observer des raies d'hélium dans leurs spectre. Pour les autres, la valeur de ce paramètre provient de considérations théoriques.

Z est utilisé pour désigner les éléments plus lourds, aussi appelés métaux dans le jargon des astrophysiciens. En moyenne, on a Z = 0,017. Dans le cas des plus ancienne étoiles, ce chiffre peut être beaucoup plus faible (très voisin de zéro).

L'intérieur

Le coeur (ou noyau)
La zone la plus centrale d'une étoile - son coeur ou noyau - correspond à la région où s'effectuent normalement les réactions de fusion thermonucléaire à l'origine de sa production d'énergie. Lorsque l'étoile appartient à la séquence principale, ces réactions sont la fusion de noyaux d'hydrogène qui conduisent à la formation de noyau d'hélium. Si l'étoile est suffisamment massive, à un stade plus tardif, la région centrale sera le siège de la fusion de ces noyaux d'hélium en noyaux plus lourds. On pourra également assister à des réactions d'importance variable (concernant l'hydrogène ou l'hélium) à la périphérie du coeur stellaire. On parle dans ce cas de combustion en couche (de l'hydrogène ou de l'hélium).

L'énergie produite, essentiellement sous forme de photons gamma, c'est-à-dire de rayonnement électromagnétique de très haute énergie, est ensuite évacuée vers la surface de l'étoile à travers une région généralement très épaisse, l'enveloppe.

L'enveloppe
D'une certaine façon, l'enveloppe des étoiles n'a d'autre fonction que de peser sur le coeur, et de maintenir autour de lui une sorte de couvercle qui l'empêche d'exploser. Pour ce faire, elle doit aussi être en mesure d'évacuer efficacement l'énergie produite au centre de l'étoile. Selon la masse de l'étoile (qui commande directement, lorque celle ci est sur la séquence principale, le taux de production de l'énergie), les processus d'évacuation possible à travers l'enveloppe ont une importance différente.

Les étoiles de faible masse (naines rouges) évacuent leur énergie exclusivement par convection. Autrement dit ce sont les déplacements verticaux de la matière qui transportent la chaleur produite dans les régions profondes vers la surface. Les étoiles un peu plus massives, comme le Soleil, par exemple, possèdent également une zone convective à la périphérie de l'enveloppe, mais dans les régions plus profondes de celle-ci, l'énergie est directement évacuée par le rayonnement. Cela correspond à une zone radiative interne. Enfin, les étoiles très massives, voient la zone convective de leur enveloppe s'amenuiser pour disparaître complètement. L'énergie est alors évacuée à travers une enveloppe entièrement radiative. Les mouvements de convection existent cependant très en profondeur, autour du noyau et dans le noyau lui-même.


Différents intérieurs stellaires selon la masse.

La "surface" et l'atmosphère
Le transfert de l'énergie à travers l'enveloppe s'accompagne de sa "dégradation" : ce n'est plus des photons gamma que l'on observe mais de la lumière visible (chaque photon, pris individuellement transporte beaucoup moins d'énergie).

La photosphère*
La région à partir de laquelle est émise ce rayonnement lumineux s'appelle la photosphère. Elle a une certaine épaisseur (le gaz dont se compose une étoile est relativement transparent sur quelques centaines de kilomètres), mais elle est suffisamment fine en comparaison du diamètre de l'astre pour qu'on ne commette pas un gros abus de langage en la désignant aussi sous le nom de "surface". Lorsqu'on parle de la lumière d'une étoile, de sa température (effective) ou de la composante continue du spectre d'une étoile c'est aux caractéristiques du rayonnement émis dans cette région que l'on se réfère.

La chromosphère*
La basse atmosphère des étoiles, c'est-à-dire la région située immédiatement au-dessus de leur photosphère est appelée chromosphère. Il s'agit d'une zone ou le gaz très raréfié dont les atomes et éventuellement les molécules sont responsables des raies d'absorption présentes dans les spectres stellaires. La chromosphère du Soleil, invisible dans les conditions ordinaires, a d'abord été découverte à l'occasion des éclipses totales Elle a pu être étudiée ensuite à l'aide d'instruments spéciaux : spectrohéliographes, filtres interférentiels. C'est une région hautement agitée, siège de nombreuses instabilités et c'est l'observation de celles-ci qui a permis de déduire l'existence de chromosphères autour des autres étoiles.

La couronne*
A moins d'utiliser des instruments d'observation spéciaux, la couronne du Soleil, comme la chromosphère, ne s'observe normalement que lors des éclipses totales. Et il semble très raisonnable d'admettre que toutes les étoiles en possèdent une. Cette région est d'une extension considérable; la pression y est très basse, mais la température peut y atteindre plusieurs millions de degrés. Le chauffage de la couronne est un problème classique de la physique solaire. 
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Les vents stellaires*

Beaucoup de choses s'extraient d'une étoile, et pas seulement le rayonnement correspondant à l'émission de photons. Les réaction de fusion thermonucléaire sont à l'origine de la création de particules évanescentes, les neutrinos, qui interagissent très peu avec la matière ordinaire et emportent avec eux, eux aussi, un peu de la substance et de l'énergie stellaires. Mais les étoiles expulsent également des particules plus banales, des électrons, des protons et même, éventuellement, des noyaux noyaux atomiques plus lourds (hélium, carbone, oxygène, etc.).

Ces particules ainsi expulsées à des vitesses parfois importantes, et dans des proportions qui varient avec épisodes d'agitation qui affectent la périphérie de l'étoile, forment donc ce que les astronomes appellent le vent stellaire (ou le vent solaire, quand il s'agit du Soleil, of course).


IC 2220, une étoile de Wolf-Rayet.

M57, une nébuleuse planétaire.

Les vents stellaires sont responsables d'une progressive perte de masse des étoiles au cour de leur existence. Peu importante dans le cas d'étoiles de la séquence principale (L'Évolution des étoiles) de masse initialement modérée, à l'instar de notre Soleil, cet amaigrissement est beaucoup plus important dans le cas des étoiles très massives et affecte fortement les termes de leur évolution. De plus, il s'accentue quand les étoiles (même les moins massives) parviennent à un stade plus tardif. Certaines étoiles étoiles dont la masse dépasse la vingtaine de masses solaires peuvent ainsi se dépouiller rapidement de toute leur enveloppe d'hydrogène et laisser le coeur à nu. On a alors affaire à des étoiles de Wolf-Rayet, ordinairement entourées de la nébuleuse formée à partir du gaz qu'elle a expulsée..

Les autres étoiles, connaissent leur grande évasion de matière à la fin de la période de géante rouge. Quantité d'éléments chimiques synthétisés dans leurs régions profondes sont ainsi dispersés dans l'espace (Le Milieu interstellaire). Parfois des coquilles de molécules telles que l'eau ou de poussières se forment autour d'elles. Le vents stellaires sont également les responsables de l'accumulation de matière illuminée par effet de fluorescence au stade suivant et qui donne lieu à l'apparition d'une nébuleuse planétaire.

Où se termine une étoile?

L'image du globe de gaz que l'on donne pour décrire une étoile semble perdre de sa pertinence dès que l'on s'intéresse à ce qui se produit au-dessus de sa photosphère. La couronne a une forme très irrégulière, et des dimensions variables, et même assez difficiles à définir. Faut-il aussi considérer aussi tout le volume dans lequel sont soufflées les particules des vents stellaires? Dans le cas du Système solaire cet espace, lui aussi d'extension variable, prend le nom d'héliosphère, ou de cavité solaire, et toutes les planètes connues y sont immergées. De ce point de vue, il n'est pas absurde de considérer que les planètes baignent dans les couches raréfiées de l'atmosphère solaire externe, donc d'une certaine manière qu'elles circulent à l'intérieur du Soleil.

L'héliopause
En tout cas, l'héliosphère, entièrement structurée par le Soleil, son champ magnétique et, pourrait-on ajouter, ses humeurs, définit bien le domaine sur lequel règne notre étoile. Les particules émises par le vent solaire sont sans doute appelées à se disperser progressivement dans toute la Galaxie, mais il reste possible de définir une frontière au-delà de laquelle le vent cesse de soufflé et où ce sont les conditions et les particules du milieu interstellaire qui font leur loi. Cette limite, c'est l'héliopause. Elle correspond à la région ou les particules du vent stellaire se cognent aux particules du milieu interstellaire. Notre système solaire se déplaçant actuellement à l'intérieur d'un petit nuage interstellaire, la collision est violente dans le sens du déplacement (apex). Il s'ensuit, estime-t-on, la formation d'une onde de choc sur le pourtour de l'héliosphère, un peu similaire à l'onde qui se forme sur l'eau à l'avant des navires, et qui dessine ainsi les contours de l'héliopause.

Les autres limites
On ajoutera qu'il est encore possible de définir d'autres sortes de limites pour les étoiles. On pourra, par exemple envisager celle où leur champ gravitationnel devient indiscernable du champ global de la Galaxie, où bien dans le cas des systèmes binaires, celles qui est définie par les équipotentielles (Potentiel) des deux composantes et que l'on appelle la surface de Roche. Les étoiles très chaudes (étoiles massives des types O et B en particulier) émettent un puissant rayonnement ultra-violet responsable de l'ionisation des atomes du milieu interstellaire environnant. Le volume à l'intérieur duquel cette ionisation s'observe prend le nom de sphère de Strömgren. C'est à l'intérieur de celle-ci que se déploient ordinairement les nébuleuses brillantes.

En librairie - Manuel Forestini - Principes fondamentaux de structure stellaire, Gordon and Breach Science Publishers, 1999. Un ouvrage assez technique, mais intelligemment conçu. Indispensable pour les étudiants spécialisés.
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