Sciences LA VIE DES ETOILES
Publié le 09/02/2019
Extrait du document
Cette carte a été établie d'après les données de la mission HEAO1. Elle montre que notre galaxie est une puissante source de rayonnement X. Cela tient au fait que la Galaxie contient des restes de supernovae, telle celle que l'on observe dans la nébuleuse du Crabe.
On note également une autre source de rayonnement X dans la constellation du Cygne (Cygnus X1, car elle a été la première source de rayons X détectée dans notre galaxie), ici indiquée par la flèche.
▼ L’apparition d’une supernova est spectaculaire et rare. Elle est produite quand toute la matière externe au cœur d’une supergéante est expulsée à plusieurs dizaines de milliers de kilomètres par seconde. Elle est alors momentanément lumineuse.
plus grande masse, l’effondrement gravitationnel de leur noyau semble ne jamais s’arrêter. En effet, d’après la théorie, un système aussi massif ne peut atteindre un état d’équilibre stable, aucun phénomène physique connu ne pouvant arrêter sa contraction gravitationnelle.
La matière est «écrasée» et une région de l’espace bien particulière se crée, sur laquelle nous n’avons aucune information mais des théories, car rien, ni matière ni même lumière, ne peut s’en échapper tant la force d’attraction gravitationnelle y est grande ! Les astronomes nomment trous noirs ces régions infiniment denses et inaccessibles de l’Univers.
Les trous noirs stationnaires sont caractérisés par trois paramètres: leur charge électrique, leur masse et leur moment cinétique. Le rayon d’un trou noir est très petit; il est lié à la masse du système. Par exemple, un trou noir d’une masse solaire a un rayon de 3 km. Les trous noirs modifient la géométrie de l’espace qui les entoure. D’après le physicien britannique Stephen Hawking (né en 1942), la majorité des trous noirs seraient apparus lors de la formation de l’Univers. L’une des principales préoccupations des astrophysiciens aujourd’hui est la détection de ces systèmes si mystérieux.
11 est naturellement impossible de voir un trou noir puisque rien ne s’en échappe, mais on peut le détecter grâce à son action sur les astres voisins. Ainsi, une étoile voisine peut être aspirée par l’attraction gravitationnelle d’un trou noir. En tombant, elle subit une accélération en décrivant une spirale (comme l’eau qui s’écoule dans un lavabo) et émet des rayons X que nous pouvons détecter. On recense aujourd’hui plus d’une dizaine de sources intenses de rayons X qui seraient autant de trous noirs. Par exemple, on a détecté une source de rayons X dans une galaxie
proche de la Voie lactée, le Grand Nuage de Magellan, ainsi que dans la galaxie M 87, de la constellation de la Vierge. Ces sources de rayons X pourraient être des trous noirs.
Les novae
Il faut distinguer les supernovae des novae. Une supemova intervient lors de la phase finale de la vie d’une étoile massive. Elle se forme lorsque la température et la pression de l’étoile sont suffisamment élevées pour que les éléments lourds du cœur de l'étoile participent à une série de réactions thermonucléaires qui emmagasinent une partie de l’énergie interne de l’astre.
Les novae, elles, apparaissent dans un système binaire, c’est-à-dire constitué de deux étoiles, généralement une naine blanche et une étoile de plus grande taille, plus froide, la première attirant les jets de gaz de la plus grosse. Au fur et à mesure que les gaz sont aspirés, leur température augmente, jusqu’à ce qu’il se produise une réaction explosive thermonucléaire, qui provoque une multiplication de l’éclat de la naine blanche d’un facteur de 10 000 à 1 000 000. Une nova atteint sa luminosité maximale en un temps variable. Ainsi, il existe des novae lentes et des novae rapides.
Les novae et les supernovae correspondent à une éjection de matière gazeuse dans l’espace. Mais contrairement aux supernovae, les novae ne constituent pas une destruction de l’étoile entière, mais seulement de son enveloppe externe.
«
:i
::i i La
nébuleuse du Voile est une parcelle a de l'immense quantité de gaz
éparpillée dans l'espace par l'explosion
d'une supernova, il y a près de 20 000 ans.
sur elle-même par gravitation, tout en s'échauf
fant et en émettant un rayonnement infrarouge.
Cette théorie sur la naissance des étoiles n'a pu
être encore vérifiée, les protoétoiles étant très dif
ficiles à obser ver.
Ce seraient de grands nuages
relativement froids et peu lumineux, d'environ
15 milliards de kilomètres de rayon.
Les étoiles jeunes
Lorsque la température au cœur de la protoétoile
atteint 10 millions de degrés (10'0K), il se produit
des réactions thermonucléaires mettant en jeu les
constituants des atomes en présence : les pro
tons, particules chargées positivement, et les neu
trons, électriquement neutres, sont projetés les
uns sur les autres à des vitesses considérables.
Ils
forment, par fusion, de l'hydrogène, du deuté
rium (isotope de l'hydrogène) et de l'hélium.
Ce
processus s'accompagne d'une libération colos
sale d'énergie, appelée énergie de masse, et
d'une émission de particules appelées neutrinos:
une étoile, astre lumineux, est née.
Ainsi, l'éner
gie d'une étoile, qui explique sa brillance, pro
vient des réactions thermonucléaires qui ont lieu
en son sein.
Cela n'a été démontré que dans les
années 1930.
Quand la température de la partie centrale de
l'astre atteint mille millions de degrés (10901>,
astres de très faible luminosité et donc diffici
lement visibles (la première a été observée en
1987).
Une naine brune est en quelque sorte
une étoile qui a brillé pendant les premières
années de son existence.
Jupiter, planète du
Système solaire, serait une naine brune, sorte
d'étoile ratée.
En fait, pour qu'une condensation
de gaz devienne une étoile, c'est-à-dire un astre
au sein duquel ont lieu des réactions thermo
nucléaires, sa masse doit être supérieure à 6%
de la mass e du Soleil, généralement prise
comme masse de référence (masse du Soleil =
2.
1030kg= 1 masse solaire).
Les populations stellaires
Suivant leur stade d'évolution, les étoiles n'ont
pas la même composition chimique et se divisent
ainsi en deux groupes.
Les étoiles dites de popu
lation 1 comportent des étoiles d'âges différents,
en particulier les plus récentes.
Ainsi, les étoiles
de population 1 présentent une composition chi
mique analogue à celle des nébuleuses dans les
quelles elles sont nées.
Elles ont donc une teneur
assez élevée en éléments lourds, issus des étoiles
vieilles qui ont explosé.
Dans notre galaxie, on
rencontre ce type d'étoiles dans les bras et le
disque de la Voie lactée.
Les étoiles dites de
population Il sont nées au commencement de
notre Galaxie.
Âgées d'une dizaine de milliards
d'années, elles contiennent très peu d'éléments
lourds; on les trouve surtout dans les amas globu
laires qui regroupent près de 100 000 étoiles.
Un
amas globulaire présente une caractéristique
intéressante: ses étoiles se sont formées pratique
ment au même moment et globalement à partir
des mêmes composants.
Géante rouge et naines blanches
Les étoiles dont la masse avoisine celle du Soleil
brillent pendant environ 10 milliards d'années en
transformant leur hydrogène, leur «Combustible>>
nucléaire, en hélium.
Quand il n'y a plus suffi
samment de noyaux d'hydrogène pour entretenir
les réactions thermonucléaires dans les parties
centrales de l'étoile, elles s'arrêtent et la gravité
reprend le dessus.
On pense que l'étoile recom
mence alors à s'effondrer sur elle-même, ce qui
entraîne une augmentation de sa température et
provoque de nouvelles réactions thermonu
cléaires dans des régions encore riches en hydro
gène (couches entourant le noyau de l'étoile)
mais qui avaient été épargnées jusqu'alors.
Avec ce nouvel apport d'énergie, l'étoile se
met à briller encore plus intensément.
Ses
couches externes se dilatent, l'étoile pouvant
ainsi atteindre jusqu'à dix fois son diamètre ini-
La nébuleuse Messier 16.
�
Les grands nuages de poussières
et d'hydrogène comme celui-ci sont les lieux
où naissent les étoiles.
La couleur rouge .
est caractéristique de la présence d'hydrogène.
6 tial,
et la lumière qu'elle irradie vire au rouge, ce
qui explique son appellation de" géante rouge>>.
Le Soleil atteindra ce stade dans près de
cinq milliards d'années, mais nous ne serons
plus là pour le constater, la température du sol
terrestre s'élevant alors à près de 330 ac !
Parallèlement à l'expansion des couches
externes, le noyau de la géante rouge poursuit
sa contraction jusqu'à ce qu'il atteigne, très rapi
dement, une autre température critique: 100 mil
lions de degrés.
Une série de réactions thermo
nucléaires se produit alors: les noyaux d'hélium
fusionnent en carbone, élément chimique plus
lourd.
Lors de sa formation, une partie du
carbone fusionne avec les noyaux d'hélium
restants, formant ainsi de l'oxygène.
Ces réactions fournissent de l'énergie à l'étoile
pendant environ 100 millions d'années, un temps
très court comparé à celui pendant lequel la
fusion de l'hydrogène fournirait cette énergie
(10 milliards d'années).
Voilà pourquoi on parle
de" flash de l'hélium>> .
Lorsque l'hélium, combustible nucléaire, vient
à manquer , la géante rouge évolue selon sa
masse.
Si cette dernière est inférieure à 1,4 fois
celle du Soleil, la géante rouge entre dans une
phase d'instabilité: elle éjecte la matière de ses
couches externes et se transforme ainsi en nébu
leuse planétaire.
Puis celle-ci s'effondre à nou
veau sous l'effet de la gravitation et donne nais
sance à une naine blanche, corps de petite taille
(taille voisine de celle de la Terre).
Les naines blanches sont peu lumineuses et
ont une masse relativement faible; elles sont
1 000 à 10000 fois plus légères que le Soleil.
Elles
sont cependant très chaudes: leur température
est comprise entre 6000 et 3000 0°K.
En outre, ce
sont des états très condensés : leur masse volu
mique n'est que de 100 t/cm3! En effet, les
atomes, démunis de leurs électrons, se trouvent
serrés les uns contre les autres.
Les naines les
plus légères terminent probablement leur exis
tence sous la forme de "naines noires», scories
calcinées, trop froides pour briller..
»
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