Sciences & Techniques: La saga des étoiles

« Parallèlement, la force de gravitation cesse de dominer au cœur de l'étoile.

L'énergie libérée agite tellement les atomes que leurtendance à s'échapper de cet enfer contrebalance exactement l'attraction gravitationnelle.

Cet équilibre durera ainsi tout le tempsnécessaire pour épuiser tout le combustible. Toutes les étoiles — qui n'ont pas "avorté" comme les naines brunes — connaissent donc ce point de passage obligé qu'est la fusionde l'hydrogène en hélium.

Mais c'est une fois de plus leur masse initiale qui détermine leur avenir.

Car, lorsque le carburant est épuisé,l'équilibre est rompu… et la gravitation reprend le dessus. Si la masse est inférieure à 0,7 Mo, l'étoile se contente de brûler tout l'hydrogène du cœur et devient une naine rouge — eu égard à sataille réduite et à sa couleur.

Un processus qui dure plusieurs dizaines, centaines, voire milliers de milliards d'années! Bien sûr, cettedurée est théorique puisque l'Univers est beaucoup plus jeune.

Ensuite, quand tout l'hydrogène du cœur a été converti en hélium, lagravitation domine à nouveau : le noyau se contracte et l'étoile devient une naine blanche.

Enfin, l' astre dissipe complètement sa chaleur et se transforme en naine noire, c'est-à-dire une boule de gaz comprimé et froid.

Un stade ultime toujours hypothétique àcause d'un Univers encore trop jeune pour avoir vu naître de tels corps (ce qui explique l'absence d'illustration). Les étoiles d'une masse supérieure à 0,7 Mo voient en revanche leur température centrale s'élever durant la contraction.

Suffisammentpour déclencher de nouvelles réactions de fusion, revenir à un équilibre stable et rayonner de plus belle. Naines brunes, rouges, blanches, noires… Décidément, le bestiaire des étoiles semble très coloré.

Sans compter que s'il existe des"naines", cela signifie sans doute qu'il existe des étoiles "normales", voire "géantes".

Et, de fait, c'est ainsi que les astronomesclassent les étoiles en différents types.

La règle générale est somme toute assez simple : plus une étoile est massive, plus elle estgrande et plus sa couleur tire vers le bleu.

Levez donc le nez au ciel, et vous observerez, dans l'ordre des températures croissantes,des étoiles rouges, orangées, jaunes, vertes et bleues.

Quant à notre soleil, il ne brille pas par son originalité puisqu'il est jaune et detaille normale! Mais il existe des exceptions à la règle.

En effet, la couleur que nous observons depuis la Terre correspond à la température de lasurface d'une étoile, et non pas à celle du cœur.

Or, il existe des étoiles gigantesques — habilement baptisées "géantes" — quiparsèment l'Univers.

Selon la règle générale, la température de leur cœur atteint bien des proportions infernales, mais l'énergie totalequi y est produite se trouve répartie sur toute la surface de l'étoile.

Du coup, elles nous apparaissent moins chaudes que ne le seraitune étoile aussi active, mais de taille normale.

Pour classer les étoiles — et se simplifier la vie! —, les astronomes ont pris l'habitudede ne retenir que deux grandeurs fondamentales : la couleur (qui reflète la température de la surface d'une étoile) et la luminosité (quimesure la quantité totale d'énergie produite par le cœur en l'espace d'une seconde).

Toutes les étoiles de l'Univers sont représentéessur le diagramme de Hertzsprung-Russell (ou diagramme H-R) qui est basé sur ces deux grandeurs. Or que découvre-t-on dans ce diagramme? Que la plupart des étoiles — environ 90 % — sont situées sur une bande diagonale,appelée "séquence principale".

On y retrouve les naines rouges (en bas, à droite), le soleil (presque au centre), jusqu'au géantesbleues (en haut, à gauche).

Toutes ces étoiles transforment leur hydrogène en hélium.

Ce processus se déroulera d'autant plusrapidement que l'étoile est grande et massive : plusieurs centaines de milliards d'années pour les "minuscules" naines rouges, et unedizaine de millions d'années "seulement" pour les géantes bleues. Notre Soleil, comme toutes les étoiles ayant une masse de 0,7 à 6 Mo, se situe dans un cas intermédiaire.

Il brûle son hydrogènedepuis environ 4,5 milliards d'années… au rythme de 4,2 millions de tonnes par seconde! En fait, c'est relativement peu puisqu'il n'aainsi perdu que trois millièmes de sa masse initiale.

Il poursuivra le processus pendant cinq milliards et demi d'années, jusqu'à ce quetout l'hydrogène du cœur soit transformé en hélium.

A ce stade, son noyau se contractera encore, ce qui élèvera la température aupoint d'échauffer les couches externes qui se dilateront considérablement.

Le Soleil quittera donc la séquence principale (combustionde l'hydrogène) pour devenir une géante rouge.

Et pendant un milliard d'années, le Soleil va grandir… jusqu'à englober l'orbite de laTerre ! Pendant cette formidable crise de croissance, le cœur du Soleil atteindra 100 millions de degrés, la température nécessaire pourdéclencher de nouveaux processus de fusion : ceux de l'hélium en carbone, puis en oxygène.

De quoi l'occuper pendant quelque deuxmilliards d'années, juste le temps d'épuiser le carburant central.

Ensuite, bien que la température interne ait atteint quelque 200millions de degrés, elle se révélera insuffisante pour permettre d'autres types de fusion.

La chaleur se propagera vers la surface, etnotre soleil épuisé expulsera son enveloppe transformée en nébuleuse planétaire : une gigantesque coquille de gaz en expansion,éclairée de l'intérieur par la naine blanche centrale, résultat de l'effondrement du cœur mis à nu.

Notre beau Soleil, naguère siflamboyant, ne sera plus qu'une étoile moribonde, rayonnant ses dernières réserves d'énergie, avant de rejoindre ses compagnes aucimetière des naines noires. Du Grand Bleu au Trou Noir Au-delà de 6 Mo, les étoiles de la séquence principale sont principalement des géantes bleues.

Dans un premier temps, le scénarioest globalement le même que pour le Soleil, à la différence près que l'énergie produite par le cœur est si considérable qu'une partie del'enveloppe de l'étoile est continuellement éjectée dans l'espace interstellaire.

En résumé, il y a donc : 1.

synthèse d'hélium dans le cœur (pendant 1 à 20 millions d'années);. »