Sciences LA VIE DES ETOILES

« :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.. »