$\"Ciel$ <\/a>

Ciel \u00e9toil\u00e9, la voie lact\u00e9e est bien visible au centre
(Cr\u00e9dits: Babak Tafreshi \/ Barcroft Media)<\/p><\/div>\n

Elles sont si nombreuse et si pr\u00e9sentes dans le ciel nocturne, qu’on en oublie parfois leur v\u00e9ritable nature.<\/p>\n

Les \u00e9toiles n’ont cess\u00e9 de fasciner nos anc\u00eatres, et furent le sujet de bien des l\u00e9gendes. Observ\u00e9 sans cesse, leurs mouvements particuliers sur la vo\u00fbte c\u00e9leste intrigua. Tous les peuples de la Terre se sont interrog\u00e9s sur leur nature et leur signification, et chacun interpr\u00e9ta leur pr\u00e9sence d’une fa\u00e7on qui leur \u00e9tait propre.<\/p>\n

Elles ont guid\u00e9 les navigateurs et les peuples nomades, personnifi\u00e9 des Dieux, influenc\u00e9 des destin\u00e9es, et pendant bien longtemps, rest\u00e8rent un myst\u00e8re.<\/p>\n

Aujourd’hui, lorsqu’on les regarde depuis la Terre, dans le calme d’une nuit d’\u00e9t\u00e9, nous sommes loin d\u2019imaginer quelle terrible violence les agite.<\/p>\n

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[extoc]<\/p>\n

Retour aux origines<\/h1>\n
Pour bien comprendre ce qu’est une \u00e9toile, et pourquoi elles sont si lumineuses et affubl\u00e9es d’une telle long\u00e9vit\u00e9, il faut remonter \u00e0 la fa\u00e7on dont elles naissent.<\/p>\n

Un \u00e9l\u00e9ment en est la cl\u00e9<\/h2>\n
Toutes les \u00e9toiles, sont le fruit d’un m\u00e9lange de mati\u00e8re et de gravit\u00e9, mais pas n’importe quelle mati\u00e8re. Il faut savoir que l’hydrog\u00e8ne est l’\u00e9l\u00e9ment chimique le plus simple et le plus courant dans l’univers.<\/p>\n
$\"Atome$ <\/a>
Atome d’Hydrog\u00e8ne. Un \u00e9lectron gravitant autour d’un proton.
(Cr\u00e9dits: C.P. Rigel)<\/p><\/div>\n
Constitu\u00e9 d’un proton et d’un \u00e9lectron, ce fut le premier atome \u00e0 appara\u00eetre apr\u00e8s le Big Bang avec l’h\u00e9lium et le lithium, peu de temps apr\u00e8s la formation des premiers protons (environ 1 seconde apr\u00e8s le Big Bang).<\/p>\n
Pour cette raison, la plupart des nuages de gaz interstellaires en sont majoritairement constitu\u00e9s. S’il est extr\u00eamement abondant dans l’univers, il est beaucoup plus rare sur la Terre \u00e0 l’\u00e9tat naturel. Il y a une raison tr\u00e8s simple \u00e0 cela, sur Terre les conditions de pression ne permettent pas \u00e0 l’hydrog\u00e8ne de rester seul bien longtemps. Il aura alors une tr\u00e8s forte tendance \u00e0 se combiner avec d’autres atomes pour former des \u00e9l\u00e9ments plus complexes. Dans l’espace, la pression \u00ab\u00a0nulle\u00a0\u00bb lui permet d’exister sous sa forme simple.<\/p>\n
L’hydrog\u00e8ne fait partie des atomes qui constituent les mol\u00e9cules organiques. Ainsi, il est \u00e0 la base de toute les mati\u00e8res vivantes et environ 10% de la masse de notre corps humain est constitu\u00e9e d’hydrog\u00e8ne.<\/p>\n
<\/p>\n
Le nuage proto-stellaire<\/h2>\n
Les nuages de gaz existent en grand nombre dans l’univers, c’est ce que l’on appelle des n\u00e9buleuses<\/a>. Ces n\u00e9buleuses sont le plus souvent tr\u00e8s riches en hydrog\u00e8ne, or il arrive parfois que des \u00ab\u00a0grumeaux\u00a0\u00bb se forment au sein de ces nuages.<\/p>\n
$\"Vue$ <\/a>
Vue d’artiste d’une proto-\u00e9toile et de son nuage.
(Cr\u00e9dits: NASA)<\/p><\/div>\n
Certaines zones du nuage subissent parfois une compression qui peut \u00eatre due \u00e0 une onde de choc, des mouvements internes du gaz qui le constitue, ou m\u00eame de l’influence d’autres \u00e9toiles environnantes. Sous l’effet de cette compression, la zone va se densifier.<\/p>\n
S’en suit un \u00ab\u00a0effet boule de neige\u00a0\u00bb, le grumeau, que l’on appelle proto-\u00e9toile<\/strong>, gagne en mati\u00e8re et devient plus massif que le gaz environnant. Sa masse g\u00e9n\u00e8re alors un champ de gravit\u00e9, qui va attirer encore plus de mati\u00e8re, augmentant encore son champ de gravit\u00e9. Le nuage va progressivement s’effondrer vers le centre de la proto-\u00e9toile, et amorcer un mouvement de rotation.<\/p>\n
La pression du centre de la proto-\u00e9toile va augmenter, ainsi que sa temp\u00e9rature. Lorsqu’elles deviennent suffisantes, une r\u00e9action nucl\u00e9aire va s’amorcer et l’\u00e9toile s’allume.<\/p>\n
Comment \u00ab\u00a0marche\u00a0\u00bb une \u00e9toile ?<\/h1>\n
Contrairement aux id\u00e9es fr\u00e9quemment v\u00e9hicul\u00e9es par les m\u00e9dias, l’int\u00e9rieur d’une \u00e9toile ne fonctionne pas du tout de la m\u00eame fa\u00e7on qu’une centrale nucl\u00e9aire. En r\u00e9alit\u00e9 c’est m\u00eame l’exact oppos\u00e9 !<\/p>\n
La fusion nucl\u00e9aire, l’origine de son \u00e9nergie<\/h2>\n
$\"Atome$ <\/a>
Atome d’H\u00e9lium. Deux \u00e9lectrons gravitant autour de deux couples proton-neutron.
(Cr\u00e9dits: C.P. Rigel)<\/p><\/div>\n
Dans une centrale nucl\u00e9aire, l’\u00e9nergie provient de la fission d’atomes lourds, en atomes plus l\u00e9gers. C’est \u00e0 dire que de gros atomes (notamment des atomes d’uranium) sont cass\u00e9s en atomes plus petits. L’\u00e9nergie d\u00e9gag\u00e9e par la r\u00e9action est ensuite r\u00e9cup\u00e9r\u00e9e sous forme de chaleur pour faire bouillir de l’eau, dont la vapeur sert \u00e0 faire tourner les turbines de la centrale.<\/p>\n
Au sein des \u00e9toiles il se passe le ph\u00e9nom\u00e8ne inverse, \u00e0 cause de la gravit\u00e9 qui attire de plus en plus de mati\u00e8re, les atomes d’hydrog\u00e8ne ne cessent de s’entrechoquer avec violence. Lorsque la pression et la temp\u00e9rature au centre deviennent trop forts, les atomes fusionnent entre-eux. C’est \u00e0 dire que les atomes d’hydrog\u00e8ne se combinent pour former, apr\u00e8s plusieurs \u00e9tapes, un atome d’h\u00e9lium. A chaque fusion d’atome, une grande quantit\u00e9 d’\u00e9nergie est lib\u00e9r\u00e9e. C’est ce type d’\u00e9nergie qui est \u00e0 l\u2019\u0153uvre dans les bombes thermonucl\u00e9aires modernes, dites bombes H (comme Hydrog\u00e8ne).<\/p>\n
L\u2019\u00e9nergie d\u00e9gag\u00e9e est telle, qu’elle va s’opposer \u00e0 la gravit\u00e9 en appliquant une pression inverse, emp\u00eachant l’\u00e9toile de s’effondrer sur elle-m\u00eame. L’\u00e9toile est n\u00e9e et reste stable.<\/p>\n
Elle va ainsi continuer de \u00ab\u00a0br\u00fbler\u00a0\u00bb son hydrog\u00e8ne et le convertir en h\u00e9lium jusqu’\u00e0 \u00e9puisement de ses r\u00e9serves. Ce qui peut prendre un certain temps en fonction de la cat\u00e9gorie d’\u00e9toile \u00e0 laquelle nous avons affaire. Dans le cas de notre Soleil, qui entre dans la cat\u00e9gorie des naines jaunes<\/strong>, il s’agirait approximativement de 10 milliards d’ann\u00e9es. Apr\u00e8s quoi il entre dans le cycle complexe de la mort d’une \u00e9toile, que je d\u00e9taillerai un peu plus loin dans cet article. Sachant qu’il est actuellement \u00e2g\u00e9 de 4,5 milliards d’ann\u00e9es, il lui reste donc encore assez d’hydrog\u00e8ne pour maintenir son \u00e9quilibre pendant 5,5 milliards d’ann\u00e9es environ.<\/p>\n
Anatomie d’une \u00e9toile<\/h2>\n
Il est possible de g\u00e9n\u00e9raliser la composition d’une \u00e9toile, afin d’imaginer ce qu’il se trouve \u00e0 l’int\u00e9rieur. Imaginer seulement, car il est absolument impossible d’y faire entrer la moindre sonde ou le moindre capteur. Rien que s’en approcher constituerait une prouesse technologique, tant l’\u00e9nergie d\u00e9gag\u00e9e est \u00e9norme.<\/p>\n
$\"Coupe$ <\/a>
Coupe du Soleil
(Cr\u00e9dits: C.P. Rigel)<\/p><\/div>\n
On peut d\u00e9composer une \u00e9toile en plusieurs couches, mais ces couches ne sont pas du tout distinctes. La limite d’une couche \u00e0 l’autre est tr\u00e8s diffuse et il n’y a pas de fronti\u00e8re franche.<\/p>\n
Le c\u0153ur de l’\u00e9toile<\/h3>\n
C’est ici que se d\u00e9roulent les r\u00e9actions de fusion thermonucl\u00e9aire. La mati\u00e8re y est si dense et si chaude (plus de 15 millions de degr\u00e9s) que les protons parviennent \u00e0 fusionner, produisant un d\u00e9gagement d\u2019\u00e9nergie colossal, et formant de nouveaux atomes plus lourds (comme de l’h\u00e9lium). Une partie de cette \u00e9nergie est produite sous forme de photon, et donc de lumi\u00e8re. Et on pourrait croire, comme le montre mon infographie, que la lumi\u00e8re r\u00e9gnant au centre doit y \u00eatre aveuglante. Mais il n’en est rien ! Les conditions r\u00e9gnant au c\u0153ur sont telles, qu’il sera tr\u00e8s compliqu\u00e9 pour ces photons d’atteindre l’espace. Chaque photon \u00e9mis, ne peut parcourir qu’une tr\u00e8s courte distance avant d’\u00eatre absorb\u00e9 par un autre atome. Le centre de l’\u00e9toile appara\u00eetrait donc opaque pour un hypoth\u00e9tique observateur, ses yeux ne pouvant capturer que les quelques photons qui parviendraient \u00e0 se frayer un chemin jusqu’\u00e0 sa r\u00e9tine.<\/p>\n
La zone de radiation<\/h3>\n
A ce niveau, la densit\u00e9 de la mati\u00e8re reste extr\u00eamement \u00e9lev\u00e9e. La propagation de l’\u00e9nergie \u00e9mise par le noyau ne peut donc avoir lieu que par radiation. C’est \u00e0 dire que les atomes de cette couche vont absorber l’\u00e9nergie re\u00e7u du noyau, puis la r\u00e9\u00e9mettre vers leurs voisin. Ce processus dure extr\u00eamement longtemps (plusieurs millions d’ann\u00e9es) pour une particule.<\/p>\n
La zone de convection<\/h3>\n
Comme son nom l’indique, cette zone est diff\u00e9rente car la moindre densit\u00e9 de mati\u00e8re permet \u00e0 celle-ci des mouvements de convection. Il s’agit l\u00e0 du m\u00eame ph\u00e9nom\u00e8ne que celui que l’on peut exp\u00e9rimenter sur Terre avec une montgolfi\u00e8re par exemple. L’air chaud, s\u2019\u00e9l\u00e8ve au dessus de la masse d’air plus froid en accord avec le principe de la pouss\u00e9e d’Archim\u00e8de<\/a>.<\/p>\n
Il en va de m\u00eame avec les atomes de l’\u00e9toile, la masse plus chaude, va \u00ab\u00a0monter\u00a0\u00bb vers les couches externes de l’astre, s’y refroidir, et redescendre. Puis se r\u00e9chauffer \u00e0 nouveau, et ainsi de suite.<\/p>\n
La photosph\u00e8re<\/h3>\n
Il s’agit de la seule partie visible de sa structure (avec la couronne). C’est la zone externe de l’\u00e9toile, celle dont nous provient la lumi\u00e8re visible. Cette lumi\u00e8re est \u00e9mise par les atomes qui constituent cette couche, mais l’\u00e9nergie qui en est la source, provient quant \u00e0 elle, du c\u0153ur de l’\u00e9toile. Si bien que l’on peut dire dans une certaine mesure que les photons qui sont \u00e9mis de la photosph\u00e8re proviennent du c\u0153ur de l’\u00e9toile.<\/p>\n
$\"Gros$ <\/a>
Gros plan sur la couronne solaire effectu\u00e9 en Janvier 2014, par le Solar Dynamics Observatory<\/a>. (Cr\u00e9dits: NASA)<\/p><\/div>\n
Mais comme nous l’avons vu, leurs chemin fut long et difficile. Si bien que l’on peut dire qu’un photon mettra plusieurs millions d’ann\u00e9es \u00e0 traverser les diff\u00e9rentes couches qui le s\u00e9pare du vide spatial. Et dans le cas de notre Soleil, 8 minutes suppl\u00e9mentaires avant de parvenir \u00e0 nos yeux.<\/p>\n
La couronne<\/h3>\n
La couronne est sans doute la partie la plus c\u00e9l\u00e8bre du corps de notre \u00e9toile. C’est celle qui est visible lors des \u00e9clipses, et dont tous les myst\u00e8res ne sont pas encore r\u00e9solus aujourd’hui.<\/p>\n
Nous ne sommes pas encore certains que toutes les \u00e9toiles en poss\u00e8dent une. Mais \u00e9tant donn\u00e9 qu’elle est le r\u00e9sultat de l’intense activit\u00e9 magn\u00e9tique g\u00e9n\u00e9r\u00e9e par la zone de convection, nous pensons que c’est le cas pour la majorit\u00e9 des \u00e9toiles de type semblable \u00e0 notre Soleil. C’est \u00e0 dire les \u00e9toiles de faible masses.<\/p>\n
Sa temp\u00e9rature est extr\u00eamement \u00e9lev\u00e9e (plusieurs millions de degr\u00e9s), et les raisons ne sont pas encore totalement comprises. M\u00eame si l’on pense que les champs magn\u00e9tiques qui y r\u00e8gnent y sont pour quelque chose.<\/p>\n
C’est \u00e9galement le d\u00e9part des fameuses \u00ab\u00a0 \u00c9ruptions solaires<\/a>\u00ab\u00a0, qui sont dues \u00e0 de brusques ruptures et reconnexions des lignes de champ magn\u00e9tiques qui baignent la photosph\u00e8re. Ces \u00e9v\u00e9nements projettent alors de grandes quantit\u00e9s de mati\u00e8re ionis\u00e9e \u00e0 travers l’espace.<\/p>\n
Les \u00e9toiles se suivent mais ne se ressemblent pas<\/h1>\n
Le ballet des \u00e9toiles<\/h2>\n
Il serait ais\u00e9 de s’imaginer le Soleil immobile dans l’univers. Servant de point de r\u00e9f\u00e9rence pour se repr\u00e9senter la rotation des plan\u00e8tes du syst\u00e8me solaire autour de leur \u00e9toile. Mais dans l’espace, il n’est rien qui soit immobile.<\/p>\n
Le soleil lui-m\u00eame entra\u00eene avec lui l’ensemble de son syst\u00e8me dans une course folle autour du centre de notre galaxie, la Voie Lact\u00e9e<\/strong>.<\/p>\n
$\"Repr\u00e9sentation$ <\/a>
Repr\u00e9sentation visuelle de la Voie Lact\u00e9e et de la position de notre Syst\u00e8me Solaire. (Cr\u00e9dit: NASA)<\/p><\/div>\n
Comme les plan\u00e8tes sont victimes de la gravit\u00e9 du Soleil et tournent autour de lui, ce dernier est victime de la gravit\u00e9 de notre centre galactique et tourne autour de lui. Le Soleil et l’ensemble des \u00e9toiles qui peuplent notre galaxie, c’est \u00e0 dire entre 200 et 400 milliards.<\/p>\n
Il a \u00e9t\u00e9 calcul\u00e9 que le Soleil mettait environ 226 millions d’ann\u00e9es<\/a> \u00e0 faire un tour complet autour du centre galactique. Centre qui a \u00e9t\u00e9 baptis\u00e9 Sagittarius A et qui contiendrait selon toute vraisemblance, un trou noir supermassif.<\/p>\n
Vous avez certainement d\u00e9j\u00e0 vu des repr\u00e9sentations visuelles de notre Voie Lact\u00e9e. Il s’agit de vues extrapol\u00e9es par les observations et bien entendu pas de photographies que nous serions bien incapable de prendre. Ce que l’on peut en dire, c’est que notre galaxie est une galaxie spirale, et qu’elle entra\u00eene dans sa rotation un certain nombre de \u00ab\u00a0bras\u00a0\u00bb. Cette d\u00e9duction fut faite par Jan Oort<\/a> et Bertil LindBlad<\/a> qui mirent en \u00e9vidence la diff\u00e9rence de vitesse de rotation autour du centre galactique de plusieurs \u00e9toiles, s’expliquant par une forme de spirale.<\/p>\n
<\/p>\n
Notre Soleil quant \u00e0 lui se situe sur le bras d’Orion, visible sur l’image ci-dessus.<\/p>\n
Toutes diff\u00e9rentes<\/h2>\n
Les \u00e9toiles elle aussi ont leurs sp\u00e9cificit\u00e9s. Tailles, masses, couleurs et styles de vie, chacune est unique mais il est possible d’en distinguer de grandes familles. Je pr\u00e9cise que cette liste n’est pas exhaustive et qu’il existe bon nombre d’\u00e9toiles tr\u00e8s particuli\u00e8res qui n’entrent pas dans l’une de ces familles.<\/p>\n
Naines brunes<\/h3>\n
$\"Vue$ <\/a>D’une taille imposante, mais pas assez pour amorcer les r\u00e9actions de fusion thermonucl\u00e9aire qui en sont le moteur. Ces \u00e9toiles ont en quelque sorte, rat\u00e9 leur allumage. D’un point de vue g\u00e9n\u00e9ral, une \u00e9toile doit poss\u00e9der une masse au moins \u00e9gale \u00e0 0,08 fois celle de notre Soleil pour r\u00e9ussir cet allumage. Tr\u00e8s peu lumineuses, elles sont de ce fait extr\u00eamement difficile \u00e0 rep\u00e9rer.<\/p>\n
Naines rouges<\/h3>\n
$\"naine-rouge\"$ <\/a>De loin les plus nombreuses, les naines rouges sont des \u00e9toiles dont la masse est comprise entre 0,08 et 0,8 fois celle de notre Soleil. Elles ont la particularit\u00e9 de ne pas (ou presque pas) poss\u00e9der de zone de radiation, et brulent leur carburant nucl\u00e9aire de fa\u00e7on extr\u00eamement lente, ce qui leurs conf\u00e8re une grande long\u00e9vit\u00e9. Notre plus proche voisine, Proxima du Centaure<\/a>, est une naine rouge.<\/p>\n
Naines jaunes<\/h3>\n
$\"naine-jaune(Soleil)\"$ <\/a>C’est bien sur la cat\u00e9gorie que l’on connait le mieux puisque notre Soleil en est une. Allant de 0,8 \u00e0 1,2 masses solaires, ces \u00e9toiles sont parmi les plus stables et les plus calmes. Du moins tant qu’elles disposent de suffisamment de r\u00e9serves en carburant nucl\u00e9aire. Pass\u00e9 ce d\u00e9lai, le cycle de mort de l’\u00e9toile va s’engager et la m\u00e9tamorphoser… En g\u00e9ante rouge !<\/p>\n
G\u00e9antes et Superg\u00e9antes bleues<\/h3>\n
$\"Cr\u00e9dit:$ <\/a>
Cr\u00e9dit: Keepwalking07<\/p><\/div>\n
Lorsqu’une \u00e9toile d\u00e9passe une masse de 18 fois celle du Soleil, elle obtient le statut de g\u00e9ante bleue. Sa masse et sa temp\u00e9rature sont telles, que l’\u00e9nergie qu’elle d\u00e9gage rayonne dans le bleu et l’ultraviolet. Ce type d’\u00e9toile consomme tr\u00e8s rapidement son hydrog\u00e8ne, mais sa grande masse lui permet de poursuivre les r\u00e9actions de fusion avec des atomes plus lourds produits par les fusions pr\u00e9c\u00e9dentes.<\/p>\n
Une fois l’hydrog\u00e8ne consomm\u00e9, elle passe \u00e0 l\u2019h\u00e9lium, puis le carbone et l’oxyg\u00e8ne jusqu’\u00e0 \u00e9puisement des r\u00e9serves. Ce type d’\u00e9toile est extr\u00eamement lumineux, leur magnitude <\/a>peut atteindre des niveaux inf\u00e9rieurs \u00e0 -6.<\/p>\n
L’une des g\u00e9antes bleues les plus visible depuis la Terre est Rigel (qui est m\u00eame une superg\u00e9ante bleue), et qui est l’\u00e9toile la plus brillante de la constellation d’Orion.<\/p>\n
G\u00e9antes et Superg\u00e9antes rouges<\/h3>\n
$\"geante-rouge\"$ <\/a>Les g\u00e9antes rouges sont des \u00e9toiles en fin de vie. Notre Soleil par exemple, se transformera en g\u00e9ante rouge avant de mourir. Nous verrons cela plus en d\u00e9tail dans la section suivante. Lorsqu’une \u00e9toile ne dispose plus de suffisamment d’hydrog\u00e8ne dans son noyau, ce sont les couches externes et les atomes d’h\u00e9lium qui vont commencer \u00e0 fusionner. La pression interne devient plus importante et l’\u00e9toile se dilate jusqu’\u00e0 atteindre une dimension qui peut d\u00e9passer plusieurs centaines de fois le diam\u00e8tre originel. Son refroidissement progressif, d\u00e9cale son rayonnement vers le rouge. Si l’\u00e9toile d’origine \u00e9tait une g\u00e9ante bleue, alors elle deviendra une superg\u00e9ante rouge. B\u00e9telgeuse, tr\u00e8s reconnaissable par son \u00e9clat ros\u00e9 dans le ciel, est un exemple de g\u00e9ante rouge.<\/p>\n
Naines blanches<\/h3>\n
$\"La$ <\/a>
La n\u00e9buleuse de la Lyre (ou M57), dont le centre est une naine blanche.<\/p><\/div>\n
Ces objets sont parmi les plus petits des objets stellaires. D’une taille comparable \u00e0 la Terre, elles sont le reliquat d’\u00e9toiles pass\u00e9es. C’est ce qui attend plus de 90% des \u00e9toiles de l’univers. Lorsqu’une \u00e9toile entame son processus d’extinction, elle passe par diff\u00e9rentes phases que nous verrons un peu plus loin dans cet article, mais celui de naine blanche est l’avant-dernier stade de la mort d’une \u00e9toile d’une taille originelle inf\u00e9rieure \u00e0 10 fois celle du Soleil. Elles sont incroyablement denses, une cuill\u00e8re \u00e0 soupe de la mati\u00e8re d’une naine blanche, p\u00e8serait une tonne sur Terre. Elles \u00e9mettent une lumi\u00e8re blanche \u00e0 cause de leur temp\u00e9rature de 100.000\u00b0 emmagasin\u00e9e par l’\u00e9toile qu’elle fut, et se refroidissent lentement. Son c\u0153ur est compos\u00e9 de carbone et d’oxyg\u00e8ne, et ses couches externes d’h\u00e9lium et d’hydrog\u00e8ne continuent de fusionner tout en se dissipant vers l’espace, donnant progressivement naissance \u00e0 une n\u00e9buleuse. A terme, elle aura expuls\u00e9 la totalit\u00e9 de son enveloppe, et seul le noyau de carbone et d’oxyg\u00e8ne persistera. Elle deviendra alors une naine noire. L’univers est encore trop jeune (13 milliards d’ann\u00e9es) pour avoir des naines noires, c’est donc un objet hypoth\u00e9tique et qui n’existe pas encore.<\/p>\n
Pour maintenir sa stabilit\u00e9 et permettre son refroidissement progressif, la masse d’une naine blanche ne doit pas atteindre la limite de Chandrasekhar<\/a><\/strong> qui est de 1,4 fois celle du Soleil. Si cette limite \u00e9tait approch\u00e9e, par exemple dans le cas ou elle \u00ab\u00a0volerait\u00a0\u00bb de la mati\u00e8re \u00e0 une \u00e9toile compagnon (ou binaire), sa stabilit\u00e9 serait rompue et elle deviendrait alors une Nova<\/strong>. Sa luminosit\u00e9 augmenterait de fa\u00e7on tr\u00e8s brutale \u00e0 des niveau extr\u00eamement \u00e9lev\u00e9s pendant quelques jours, avant de reprendre son \u00e9tat initial. Mais si elle r\u00e9cup\u00e9rait trop de mati\u00e8re et qu’elle\u00a0d\u00e9passait\u00a0cette limite, la naine blanche serait pulv\u00e9ris\u00e9e en une Supernova thermonucl\u00e9aire<\/strong>\u00a0de type Ia.<\/p>\n
Etoiles \u00e0 neutrons<\/h3>\n $\"Vue$ <\/a>
(Cr\u00e9dit: Casey Reed – Penn State University)<\/p><\/div>\n
Une \u00e9toile \u00e0 neutron est l’un des objet les plus exotiques. A l’instar de la naine blanche, il s’agit d’un reliquat d’\u00e9toile dont la masse originelle \u00e9tait sup\u00e9rieure \u00e0 10 masses solaires. Son diam\u00e8tre peut \u00eatre compris entre 10 et 20 kilom\u00e8tres ! Elle est donc minuscule !<\/p>\n
Il est tr\u00e8s compliqu\u00e9 de d\u00e9crire la composition d’une \u00e9toile \u00e0 neutrons, car la mati\u00e8re y est soumise \u00e0 une densit\u00e9 titanesque et s’y comporte d’une fa\u00e7on tr\u00e8s particuli\u00e8re. Pour reprendre l’exemple cit\u00e9 plus haut, une cuill\u00e8re \u00e0 soupe d’\u00e9toile \u00e0 neutrons p\u00e8serait un milliard de tonnes sur Terre, soit environ 2700 fois le poids de l’Empire State Building ! Mais pour sch\u00e9matiser, on pourrait dire qu’elle est compos\u00e9e principalement de noyaux atomiques et de neutrons libres sous une forme superfluide<\/a>.<\/p>\n
<\/p>\n
<\/p>\n
$\"Repr\u00e9sentation$ <\/a>
Repr\u00e9sentation d’un Pulsar<\/p><\/div>\n
Lors de sa formation, elle va conserver la rotation de l’\u00e9toile qu’elle fut. Il arrive donc de trouver des \u00e9toiles \u00e0 neutrons qui tournent \u00e0 des vitesses folles (plus de 1000 tours par seconde). Leur champ magn\u00e9tique tr\u00e8s intense peut projeter un faisceau de radiation et de particules \u00e0 travers l’espace, ce qui fait qu’un observateur plac\u00e9 dans le bon axe verra ces \u00e9missions par intermittence (\u00e0 cause de sa rotation rapide). Un peu \u00e0 la mani\u00e8re d’un phare qui balayerait l’espace.<\/p>\n
C’est ce que l’on appelle un pulsar<\/strong>.<\/p>\n
<\/p>\n
Vie et mort d’une \u00e9toile… Enfin presque<\/h1>\n
Vous l’aurez compris en lisant la section pr\u00e9c\u00e9dente, le destin d’une \u00e9toile peut \u00eatre tr\u00e8s variable. Et le chemin qu’elle prendra n\u2019ob\u00e9it qu’\u00e0 un seul crit\u00e8re d\u00e9terminant: sa masse<\/strong> !<\/p>\n
Du grandiose vers l’oubli<\/h2>\n
Dans le cas d’une \u00e9toile d’une masse inf\u00e9rieure \u00e0 10 masses solaires, le sc\u00e9nario sera le passage vers le stade de g\u00e9ante rouge, puis celui de la naine blanche.<\/p>\n
$\"Cycle$ <\/a>
Cycle de disparition d’une g\u00e9ante rouge et de naissance d’une naine blanche.
(Cr\u00e9dit: NASA)<\/p><\/div>\n
Lorsque les r\u00e9serves d’hydrog\u00e8ne du noyau seront \u00e9puis\u00e9es, l’enveloppe de l’\u00e9toile va se dilater. Le noyau essentiellement compos\u00e9 d’h\u00e9lium va se contracter, et les r\u00e9actions de fusion de l’hydrog\u00e8ne vont prendre place sur les couches externes. La pression interne augmentant, les couches sup\u00e9rieures vont se r\u00e9chauffer et se dilater jusqu’\u00e0 octroyer un diam\u00e8tre de plusieurs centaines de fois le diam\u00e8tre originel. La surface de l’\u00e9toile augmentant \u00e9norm\u00e9ment, elle va \u00e9galement se refroidir plus vite, provoquant un rayonnement d\u00e9cal\u00e9 vers le rouge.<\/p>\n
Sa temp\u00e9rature interne sera suffisante pour continuer les r\u00e9actions de fusion, et l\u2019h\u00e9lium sera transform\u00e9 en carbone. Mais elle ne sera jamais suffisante pour aller plus loin que ce stade.<\/p>\n
On estime que le Soleil y arrivera dans environ 5,5 milliards d’ann\u00e9es. Il va alors grossir jusqu’\u00e0 engloutir la Terre ! Au bout de plusieurs milliards d’ann\u00e9es, les couches externes de l’\u00e9toile seront souffl\u00e9es vers l’espace et seul le noyau persistera sous la forme d’une naine blanche, puis d’une naine noire. Les couches externes vont continuer de s’\u00e9loigner de l’\u00e9toile tout en se refroidissant, donnant naissance \u00e0 une n\u00e9buleuse.<\/p>\n
Un choc cataclysmique<\/h2>\n
Un autre destin, bien plus spectaculaire, attend les \u00e9toiles dont la masse exc\u00e8de 8 \u00e0 10 fois celle du Soleil. Pour elles, il n’y aura pas de stade interm\u00e9diaire qui va durer des milliards d’ann\u00e9es, mais une r\u00e9action d’effondrement qui va durer quelques millisecondes. Nous avons vu que ce qui permet la stabilit\u00e9 d’une \u00e9toile est l’opposition de deux forces:<\/p>\n
\n
La gravit\u00e9<\/strong> – Provoquant une pression vers le centre<\/li>\n
La fusion nucl\u00e9aire<\/strong> – G\u00e9n\u00e9rant une \u00e9nergie qui cr\u00e9\u00e9 une pression vers l\u2019ext\u00e9rieur<\/li>\n<\/ul>\n
L’opposition de ces deux forces, permet l’\u00e9quilibre.<\/p>\n
$\"(Credit:$ <\/a>
(Credit: C.P. Rigel)<\/i><\/p><\/div>\n
Lorsque le c\u0153ur de l’\u00e9toile aura termin\u00e9 de transformer son hydrog\u00e8ne en h\u00e9lium, la temp\u00e9rature et la pression resteront suffisantes pour provoquer la fusion des atomes d’h\u00e9lium en carbone, puis du carbone en n\u00e9on, du n\u00e9on en oxyg\u00e8ne, de l’oxyg\u00e8ne en silicium et enfin du silicium en fer. Et c’est l\u00e0 que va se jouer sa fin tragique, car il n’est pas possible de tirer de l\u2019\u00e9nergie de la fusion d’atomes de fer<\/a>. La deuxi\u00e8me force va donc progressivement d\u00e9croitre, et laisser libre cours \u00e0 la force de gravit\u00e9 qui va attirer la mati\u00e8re vers les zones les plus denses, c’est \u00e0 dire: le centre de l’\u00e9toile.<\/span><\/span><\/p>\n
Elle se contracte sur elle-m\u00eame et sa taille diminue significativement, mais elle ne va pas encore s’effondrer car une autre force va venir \u00e0 la rescousse. La force de r\u00e9pulsion des \u00e9lectrons entre eux\u00a0(qu’on appelle \u00ab\u00a0 pression de d\u00e9g\u00e9n\u00e9rescence<\/a>\u00ab\u00a0) va permettre de r\u00e9sister \u00e0 cette gravit\u00e9.<\/span>
\n<\/span><\/p>\n
Mais pendant ce temps, les autres \u00e9l\u00e9ments continuent de fusionner et de produire du fer. La densit\u00e9 du noyau de fer augmente donc toujours et finira par atteindre la limite de Chandrasekhar. A ce moment, la pression de d\u00e9g\u00e9n\u00e9rescence ne sera plus suffisante pour s’opposer \u00e0 la force de gravitation du noyau de fer. L’\u00e9toile va donc subitement s’effondrer sur elle m\u00eame en quelques millisecondes. Sous l’effet de la pression, la mati\u00e8re du noyau va se transformer en une soupe de neutrons et de neutrinos.<\/span><\/p>\n
$\"(Credit:$ <\/a>
(Credit: C.P. Rigel)<\/i><\/p><\/div>\n
Une fois encore, une autre force va venir emp\u00eacher l’effondrement gravitationnel total. Il s’agit de la force nucl\u00e9aire, celle l\u00e0 m\u00eame qui permet la coh\u00e9sion des noyaux atomiques, mais qui devient tr\u00e8s r\u00e9pulsive lorsque la \u00ab\u00a0densit\u00e9 maximale\u00a0\u00bb de l’atome est atteinte (\u00e0 ne pas confondre avec la force induite par la fusion nucl\u00e9aire). L’effondrement du noyau s’arr\u00eate donc brutalement, et les couches externes qui s’effondraient sur le noyau vont rebondir dessus avec violence, provoquant une onde de choc dirig\u00e9e vers l\u2019ext\u00e9rieur et qui va balayer toute la mati\u00e8re qu’elle rencontre. C’est une Supernova<\/strong>.<\/p>\n
Les Supernov\u00e6 sont parmi les ph\u00e9nom\u00e8ne les plus violents de l’univers. A titre d’exemple, lorsqu’une Supernova explose, la lumi\u00e8re qu’elle rayonne peut atteindre des niveaux \u00e9quivalents \u00e0 celle d’une galaxie toute enti\u00e8re ! Et cette luminosit\u00e9 ne contient que 0,01% de l’\u00e9nergie produite par l’explosion. 99% sont rayonn\u00e9s sous la forme de neutrinos et le reste est port\u00e9 par le mouvement imprim\u00e9 \u00e0 la mati\u00e8re qu’elle a expuls\u00e9e.<\/p>\n
Toute cette mati\u00e8re va donc se r\u00e9pandre dans l’espace et former une n\u00e9buleuse que l’on appelle: R\u00e9manent de Supernova<\/strong>.<\/p>\n
Au centre de ce r\u00e9manent, le noyau d\u00e9sormais constitu\u00e9 essentiellement de neutrons, va persister et former une \u00e9toile \u00e0 neutron.<\/p>\n
$\"La$ <\/a>
La n\u00e9buleuse du Crabe est le r\u00e9manent de la supernova SN 1054 qui a \u00e9t\u00e9 observ\u00e9e par un astronome chinois entre l’an 1054 et 1056. Au centre persiste le pulsar du Crabe.
(Cr\u00e9dit: NASA)<\/p><\/div>\n
Au del\u00e0 de nos perceptions<\/h2>\n
Ce dernier sc\u00e9nario d\u00e9crit la mort d’une \u00e9toile massive, mais il existe des \u00e9toiles si gigantesques qu’elles mettent nos connaissances et notre imagination \u00e0 rude \u00e9preuve. Nous avons parl\u00e9 de la limite de Chandrasekhar<\/strong> qui repr\u00e9sente la masse maximale qu’un objet peut atteindre avant que la force de gravit\u00e9 n’outrepasse la force de r\u00e9pulsion des \u00e9lectrons. Et nous avons vu que malgr\u00e9 le franchissement de cette limite, l’effondrement de l’\u00e9toile \u00e9tait stopp\u00e9 par la Force nucl\u00e9aire<\/strong> issue des noyaux atomiques. Mais cette derni\u00e8re force poss\u00e8de elle aussi une limite, la limite d’Oppenheimer-Volkoff<\/a><\/strong>.<\/p>\n
$\"Simulation$ <\/a>
Simulation de ce \u00e0 quoi devrait ressembler un trou noir stellaire. Le cercle noir est l’horizon des \u00e9v\u00e9nements.
(Cr\u00e9dit: NASA\/JPL)<\/p><\/div>\n
Cette limite est moins nette et d\u00e9finie entre 1,5 et 3,2 masses solaires. C’est \u00e0 dire que si le noyau de fer d\u00e9passe cette limite au cours de l’effondrement, la force nucl\u00e9aire qui emp\u00eachait l’\u00e9toile \u00e0 neutrons de s’effondrer sera vaincue par la gravit\u00e9 du noyau de fer. L’\u00e9toile va alors s’effondrer vers son centre pour devenir une singularit\u00e9 gravitationnelle, un Trou Noir Stellaire<\/strong><\/a>.<\/p>\n
Une fois ce stade atteint, plus rien ne pourra plus s’\u00e9chapper de l’attraction de cette singularit\u00e9, pas m\u00eame la lumi\u00e8re (d\u2019o\u00f9 le nom de trou noir). La gravit\u00e9 y deviendra titanesque, \u00e0 tel point qu’elle d\u00e9formera l’espace et le temps faisant d\u00e9vier les rayons lumineux qui passent \u00e0 proximit\u00e9. Cet effet de lentille gravitationnelle<\/a> provoque des sortes d’illusions d’optiques qui peuvent d\u00e9former, voire dupliquer l’image d’un astre qui se trouverait derri\u00e8re elle.<\/p>\n
La singularit\u00e9 est un point de l’espace o\u00f9 la gravit\u00e9 tend vers l’infini. La th\u00e9orie de la relativit\u00e9 g\u00e9n\u00e9rale indique que le tissu de l’espace-temps est directement d\u00e9form\u00e9 par la gravit\u00e9 engendr\u00e9e par une masse.<\/p>\n
<\/p>\n
$\"Repr\u00e9sentation$ <\/a>
Repr\u00e9sentation de la d\u00e9formation de l’espace-temps en fonction de la masse de diff\u00e9rents astres.<\/p><\/div>\n
Cette derni\u00e8re va donc perturber l’espace et<\/span> le temps. Plus vous vous approcherez du trou noir, plus le temps \u00ab\u00a0ralentira\u00a0\u00bb. Si vous vous trouvez \u00e0 quelques m\u00e8tres de l’horizon des \u00e9v\u00e9nements vous ne ressentirez rien de particulier, pourtant si votre jumeau se trouve sur Terre, ce dernier vieillira beaucoup plus vite que vous. A votre retour, vous n’aurez plus le m\u00eame age.<\/p>\n
Tout ce qui franchira l’horizon des \u00e9v\u00e9nements (la sph\u00e8re noire) ne pourra plus jamais faire demi-tour et en ressortir, car la gravit\u00e9 du trou noir l’en emp\u00eachera. Franchir l’horizon des \u00e9v\u00e9nements d’un trou noir est un peu comme disparaitre de notre r\u00e9alit\u00e9. C’est un point de non-retour, et tout ce que vous pourrez faire ou envoyer depuis l’int\u00e9rieur ne viendra jamais perturber le reste de l’univers et restera \u00e0 jamais pi\u00e9g\u00e9 derri\u00e8re l’horizon.<\/p>\n
Son horizon restera totalement infranchissable pour un \u00eatre humain. Car dans le cas d’un trou noir stellaire, les effets de mar\u00e9e provoqu\u00e9s par sa gravit\u00e9, d\u00e9chiquetterait n’importe quel \u00eatre humain, vaisseau spatial ou sonde, avant qu’elle ne puisse franchir l’horizon des \u00e9v\u00e9nements.<\/p>\n
Il n’en va pas de m\u00eame pour un trou noir supermassif, o\u00f9 l’horizon des \u00e9v\u00e9nements se situerait bien plus loin que la zone de mar\u00e9e. Ce qui le rendrait donc franchissable par un astronaute ou un engin spatial.<\/p>\n
Mais qui sait ? Tout ceci fera peut-\u00eatre l’objet d’un prochain article plus d\u00e9taill\u00e9. \ud83d\ude42<\/p>\n
<\/p>\n
PS: Je pr\u00e9cise que nombre d’informations, d’\u00e9v\u00e9nements stellaires et de types stellaires ont \u00e9t\u00e9 volontairement \u00e9lud\u00e9s de cet article pour des raisons de compr\u00e9hension et de taille de l’article. Un sujet tel que celui-ci n\u00e9cessiterait \u00e0 lui seul plusieurs ouvrages d\u00e9di\u00e9s, mais ma volont\u00e9 \u00e9tait d’en offrir un aper\u00e7u abordable et vulgaris\u00e9.<\/em><\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"
Elles sont si nombreuse et si pr\u00e9sentes dans le ciel nocturne, qu’on en oublie parfois leur v\u00e9ritable nature. Les \u00e9toiles n’ont cess\u00e9 de fasciner nos anc\u00eatres, et furent le sujet de bien des l\u00e9gendes. Observ\u00e9 sans cesse, leurs mouvements particuliers sur la vo\u00fbte c\u00e9leste intrigua. Tous les peuples de la Terre se sont interrog\u00e9s sur … <\/p>\n
Lire la suite<\/a><\/p>\n","protected":false},"author":8,"featured_media":812,"comment_status":"open","ping_status":"closed","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"jetpack_post_was_ever_published":false,"_jetpack_newsletter_access":"","_jetpack_dont_email_post_to_subs":false,"_jetpack_newsletter_tier_id":0,"_jetpack_memberships_contains_paywalled_content":false,"_jetpack_memberships_contains_paid_content":false,"footnotes":"","jetpack_publicize_message":"","jetpack_publicize_feature_enabled":true,"jetpack_social_post_already_shared":true,"jetpack_social_options":{"image_generator_settings":{"template":"highway","default_image_id":0,"font":"","enabled":false},"version":2}},"categories":[26],"tags":[123,72,95,61,37,33,62,71,130,125],"class_list":["post-809","post","type-post","status-publish","format-standard","has-post-thumbnail","hentry","category-espace","tag-astrophysique","tag-etoile","tag-fusion-nucleaire","tag-gravite","tag-physique","tag-plasma","tag-relativite","tag-soleil","tag-supernova","tag-trou-noir","item-wrap"],"yoast_head":"\nLes \u00e9toiles: Qui sont-elles ? - Orion PX<\/title>\n<meta name=\"description\" content=\"Les \u00e9toiles sont si nombreuse et si pr\u00e9sentes dans le ciel nocturne, qu'on en oublie parfois la v\u00e9ritable nature. 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Retour aux origines<\/h1>\nPour bien comprendre ce qu’est une \u00e9toile, et pourquoi elles sont si lumineuses et affubl\u00e9es d’une telle long\u00e9vit\u00e9, il faut remonter \u00e0 la fa\u00e7on dont elles naissent.<\/p>\n

Retour aux origines<\/h1>\n
Pour bien comprendre ce qu’est une \u00e9toile, et pourquoi elles sont si lumineuses et affubl\u00e9es d’une telle long\u00e9vit\u00e9, il faut remonter \u00e0 la fa\u00e7on dont elles naissent.<\/p>\n