La vie des étoiles (Sciences & Techniques)

« principale du diagramme de Hertzsprung-Russel.

Il s'agit d'une bande qui regroupe les étoiles de la classe O (étoiles les plusbrillantes et les plus chaudes) à la classe M (étoiles les plus petites, les moins brillantes et les plus froides).

Par exemple, laconstellation d'Orion est un berceau d'étoiles chaudes, lumineuses et très jeunes. Les étoiles les plus massives transforment plus rapidement leur hydrogène que les autres, tandis que certaines étoiles ont unemasse trop faible pour pouvoir brûler leur hydrogène : elles deviennent probablement des "naines brunes", astres de très faibleluminosité et donc difficilement visibles (la première a été observée en 1987).

Une naine brune est en quelque sorte une étoile quia brillé pendant les premières années de son existence.

Jupiter, planète du Système solaire, serait une naine brune, sorte d'étoileratée.

En fait, pour qu'une condensation de gaz devienne une étoile, c'est-à-dire un astre au sein duquel ont lieu des réactionsthermonucléaires, sa masse doit être supérieure à 6% de la masse du Soleil, généralement prise comme masse de référence(masse du Soleil = 2.1030 kg = 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 étoilesdites de population I comportent des étoiles d'âges différents, en particulier les plus récentes.

Ainsi, les étoiles de population Iprésentent une composition chimique analogue à celle des nébuleuses dans lesquelles elles sont nées.

Elles ont donc une teneurassez élevée en éléments lourds, issus des étoiles vieilles qui ont explosé.

Dans notre galaxie, on rencontre ce type d'étoiles dansles bras et le disque de la Voie lactée.

Les étoiles dites de population II sont nées au commencement de notre Galaxie.

Âgéesd'une dizaine de milliards d'années, elles contiennent très peu d'éléments lourds ; on les trouve surtout dans les amas globulairesqui regroupent près de 100000 étoiles.

Un amas globulaire présente une caractéristique intéressante : ses étoiles se sont forméespratiquement 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 suffisamment de noyaux d'hydrogène pour entretenir les réactionsthermonucléaires dans les parties centrales de l'étoile, elles s'arrêtent et la gravité reprend le dessus.

On pense que l'étoilerecommence alors à s'effondrer sur elle-même, ce qui entraîne une augmentation de sa température et provoque de nouvellesréactions thermonucléaires dans des régions encore riches en hydrogène (couches entourant le noyau de l'étoile) mais qui avaientété épargnées jusqu'alors. Avec ce nouvel apport d'énergie, l'étoile se met à briller encore plus intensément.

Ses couches externes se dilatent, l'étoilepouvant ainsi atteindre jusqu'à dix fois son diamètre initial, et la lumière qu'elle irradie vire au rouge, ce qui explique sonappellation 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 dusol terrestre s'élevant alors à près de 330°C! Parallèlement à l'expansion des couches externes, le noyau de la géante rougepoursuit sa contraction jusqu'à ce qu'il atteigne, très rapidement, une autre température critique : 100 millions de degrés.

Unesérie de réactions thermonucléaires 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 celuipendant lequel la fusion de l'hydrogène fournirait cette énergie (10 milliards d'années).

Voilà pourquoi on parle de "flash del'hélium". Lorsque l'hélium, combustible nucléaire, vient à manquer, la géante rouge évolue selon sa masse.

Si cette dernière est inférieure à1,4 fois celle du Soleil, la géante rouge entre dans une phase d'instabilité : elle éjecte la matière de ses couches externes et setransforme ainsi en nébuleuse planétaire.

Puis celle-ci s'effondre à nouveau sous l'effet de la gravitation et donne naissance à unenaine 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 1000 à 10000 fois plus légères que leSoleil.

Elles sont cependant très chaudes : leur température est comprise entre 6000 et 30000 °K.

En outre, ce sont des états trèscondensés : leur masse volumique n'est que de 100 t/cm3! En effet, les atomes, démunis de leurs électrons, se trouvent serrés lesuns contre les autres.

Les naines les plus légères terminent probablement leur existence sous la forme de "naines noires", scoriescalcinées, trop froides pour briller.. »