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Qu'est ce qu'une étoile ?

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De tous temps, l'homme a levé les yeux vers le ciel et regardé ces petits points blancs qui s'allumaient dans la nuit.
À force d'observations, il parvient à prévoir la position des astres dans le ciel. Même si l'idée de prédire l'avenir en se basant sur la position des étoiles et des planètes ne repose sur aucune base scientifique, ce fût les prémices de la démarche scientifique.
Ces points plus ou moins brillants donnent à chaque civilisation des sujets de croyance.


Une étoile de nos jours

Notre vision actuelle n'est pas complète pour connaître la complexité de ces astres brillants dans la voûte céleste.
De plus notre vision s'arrête à la lumière visible, alors que les étoiles émettent des rayonnements correspondant à toute la gamme du spectre électromagnétique : des rayons gamma ultra-énergétiques aux longues ondes radio. À noter que la plupart de ces rayonnements à hautes énergies sont filtrés voire arrêtés par notre atmosphère. spectre électromagnétique

Naissance d'une étoile

Selon le scénario actuellement admis et confirmé par l'observation, les étoiles se forment en groupe à partir de la contraction gravitationnelle d'une nébuleuse, un nuage de gaz et de poussière, qui se fragmente en plusieurs cœurs proto-stellaires. Ceux-ci se contractent en leurs centres en formant une étoile, tandis que la matière en périphérie se retrouve sous forme d'une enveloppe et d'un disque d'accrétion. Ce dernier disparaît généralement avec le temps mais peuvent s'y former entre-temps des planètes.

Évolution d'une étoile

Évolution d'une étoile

Séquence principale

À l’âge adulte, l’étoile s’est suffisament contractée pour atteindre les 10 millions de degrés en son centre, et y produire de l’énergie par fusion de l’hydrogène, qui se transforme en hélium. Cette fusion chauffe l’étoile suffisamment pour équilibrer la gravité.

Géante rouge

La vieillesse de l’étoile survient lorsqu’elle n’a plus assez d’hydrogène, donc plus assez d’énergie pour équilibrer la gravité. Alors, le cœur se contracte à nouveau, ce qui l’échauffe un peu plus. Si la masse de l’étoile est suffisante, la température centrale atteint les 100 millions de degrés.

Mort de l'étoile

La mort de l’étoile survient mais diffèremment en fonction de sa masse :

  • Lorsque la masse de l'étoile est inférieure à 0,26 masse solaire, elle n’atteint pas les 100 millions de degrés centraux nécessaires pour la fusion de l’hélium, et termine sa vie comme naine blanche d’hélium.
  • De 0,8 à 0,26 masse solaire, l'étoile fusionne l’hélium, mais ne va pas plus loin, et devient une naine blanche à cœur de carbone-oxygène. N’ayant plus assez de carburant, l'étoile se refroidit et sa contraction est bloquée par la pression de dégénérescence des électrons.
  • L'étoile ayant une masse de 0.8 à 8 fois la masse solaire, devient "géante rouge". Sa température de surface décroît. La géante rouge se transforme en nébuleuse planétaire : l'étoile proprement dite au centre, qui peu à peu évolue vers une naine blanche (0,5 à 1,4 masse solaire), entourée d'une nébuleuse en expansion. L'évolution est ensuite assez rapide, en quelques siècles l'étoile centrale se refroidit en dessous de la température correspondant à l'émission de photons ionisants (devenant à terme une naine noire), en même temps que la nébuleuse se dissout dans le milieu interstellaire.
  • Pour une masse supérieure à 8 masses solaires à la formation, la température centrale augmente encore, et d’autres fusions peuvent se produire, formant des atomes de plus en plus lourds. Lorsque ces nouveaux carburants sont épuisés à leur tour, la gravité reprend le dessus, l’étoile continue son effondrement. La température devient si forte à la fin, que des photons gamma de très haute énergie vont être produits en brisant les atomes : les noyaux éclatent d’abord en particules alpha puis celles-ci sont à leur tour brisées en protons et neutrons. Il reste donc une soupe de neutrons. L’étoile est devenue une étoile à neutrons.
  • Pour les plus massives. Si l’étoile ne se détruit pas complètement lors de l’explosion en supernova, l’effondrement est total. La gravité de l’astre est tellement forte, que même la lumière ne peut plus s’en échapper, d'où son nom : trou noir.

Couleur des étoiles

La couleur des étoiles dépend de leur température externe. Les plus chaudes sont bleues, les plus froides sont rouges.
La lumière, qui nous parvient, provient de l'atmosphère de l'étoile représentant quelques centaines de kms pour un diamêtre d'environ 1 million de kms.

NGC 6605

Les couleurs se retouvent dans la flamme d'un briquet ( bleu T° élévée - jaune T° moyenne - rouge T° basse )

À l'intérieur des étoiles

A l'intérieur des étoiles

L’héliosismologie et l’astérosismologie permettent de sonder l’intérieur des étoiles par l’analyse des oscillations observées à la surface. Chaque oscillation provient d’une région plus ou moins profonde de l’étoile et porte une signature propre.
Plus on observe de modes d’oscillation dans une étoile donnée plus on en tirera d’informations sur les propriétés physiques de l’intérieur (densité moyenne et profil de densité, masse, profil de la vitesse du son, variation de la rotation avec la profondeur et/ou la latitude, taille du cœur convectif, etc.).

Pour aller plus loin ... Dossier d'Yveline Lebreton

Yveline Lebreton - Astronome - Observatoire de Paris et IPR Université de Rennes 1

http://irfu.cea.fr

Crédits images - IRFU-CEA, autres : SAR

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