L'Univers: Sommaire

Les étoiles

Les étoiles constituent une fraction importante – peut-être la plus importante – de la masse de l’Univers. Notre Galaxie en contient une centaine de milliards.

La description du Soleil est un bon moyen pour appréhender l’ensemble des étoiles. En effet, le Soleil est une étoile très ordinaire : plus de la moitié des étoiles observées dans le ciel lui ressemblent. De plus, sa masse, son rayon, sa température superficielle ont des valeurs tout à fait moyennes par rapport à celles que peuvent prendre l’ensemble des étoiles. Le Soleil est un astre brillant dont la température superficielle est de 5 700 K, ce qui lui donne une couleur jaune-orange ; son rayon est de 700 000 kilomètres, sa masse de 2 Z 1030 kilogrammes, et sa luminosité de 4 Z 1026 watts. Il tire son énergie des réactions nucléaires qui se produisent en son centre et qui transforment une partie de son hydrogène en hélium.

Il existe des étoiles beaucoup plus massives que le Soleil : certaines peuvent avoir des masses cent fois supérieures. Les étoiles les moins massives susceptibles d’être observées actuellement ont une masse de 0,1 masse solaire (environ).

Les étoiles évoluent comme des êtres vivants. Elles naissent à partir du milieu interstellaire ; milieu extrêmement dilué et également très hétérogène puisque l’on y trouve à la fois des régions ionisées, des molécules, de la poussière, des nuages relativement denses (103 particules par cm3) et froids (100 K), entourés d’un milieu très dilué (de 0,01 à 10 particules par cm3) et chaud (T O 104 K). C’est évidemment à partir des nuages interstellaires denses que les étoiles se forment. Après une phase de contraction qui dure quelques milliers d’années en moyenne et pendant laquelle les étoiles sont brillantes et rayonnent dans le rouge, la plupart des étoiles visibles sont dans le même stade d’évolution que le Soleil, c’est-à-dire qu’elles rayonnent l’énergie libérée par la combustion de l’hydrogène en hélium dans leur région centrale ; en effet, l’énergie émise par les étoiles est essentiellement de nature thermonucléaire. Le temps passé à ce stade d’évolution dépend fortement de la masse de l’étoile, puisque le débit de l’énergie libérée par ce mécanisme varie, approximativement, comme la puissance 3,5 de cette masse : les étoiles massives sont donc très lumineuses, mais leur débit d’énergie est tel que leur durée de vie est réduite ; cette durée varie approximativement comme l’inverse du cube de la masse, et les étoiles les plus massives ne vivent que 3 millions d’années. Les étoiles de masse inférieure à 0,8 masse solaire ont une durée de vie plus longue que l’âge de l’Univers, si bien que toutes celles qui se sont formées depuis le début sont encore présentes ; en revanche, il a pu y avoir de nombreuses générations d’étoiles massives. Pendant les neuf dixièmes de leur vie, les étoiles ont des propriétés peu variables : les plus massives ont une surface très chaude (jusqu’à 50 000 K). Les étoiles les plus froides connues ont une température superficielle de l’ordre de 2 000 K. On ne sait pas si des étoiles encore moins massives et plus froides existent ; en tout état de cause, ces objets, où les réactions thermonucléaires sont très faibles ou absentes, seraient plutôt des sortes de grosses planètes.

Les étapes ultérieures de l’évolution stellaire continuent à dépendre très fortement de leur masse. Les étoiles de faible masse comme le Soleil se transforment lentement en étoiles dites géantes rouges. Lors de ce stade, les régions centrales ayant subi une contraction sont beaucoup plus denses (U 109 kg.m-3) et plus chaudes (U 108 K) et sont le siège de la combustion d’hélium en éléments plus lourds. En revanche, l’enveloppe s’est dilatée et refroidie (d’où le nom de géantes rouges donné à ces étoiles). Les rayons de ces étoiles sont environ mille fois plus grands que celui du Soleil dans son stade d’évolution actuel : dans cinq milliards d’années, la Terre sera alors englobée dans le Soleil.

La phase géante rouge des étoiles a une durée d’environ 10 p. 100 de la phase précédente. Pour les étoiles de faible masse (jusqu’à 3 à 4 masses solaires), à la fin de cette phase, l’enveloppe de l’étoile est « soufflée » par diverses instabilités provenant de ses régions centrales ; l’étoile est alors une nébuleuse planétaire qui devient ensuite une naine blanche, c’est-à-dire une étoile de température superficielle très élevée (P 10 000 K), mais dont le rayon est très faible : une étoile comme le Soleil dans ce stade aura un rayon comparable à celui de la Terre, c’est-à-dire cent fois plus faible que son rayon actuel. Les masses volumiques des naines blanches sont très élevées (U 109 à 1011 kg.m-3). Après quelques millions d’années, la source interne d’énergie de ces étoiles devient très faible ; on a affaire alors à une étoile « fossile » devenue invisible.

Les étoiles de plus grande masse continuent leur évolution en passant par la phase géante rouge qu’elles traversent évidemment beaucoup plus rapidement. La fin de leur évolution est beaucoup plus spectaculaire. Elles terminent, en effet, leur vie par une explosion qui disperse la plus grande partie de leur masse dans le milieu interstellaire. L’étoile est alors une supernova. Les parties centrales des supernovae subsistent non sous forme de naines blanches mais d’étoiles à neutrons (ou pulsars). Comme l’a montré Subrahmanyan Chandrasekhar, lorsque la masse de l’étoile résiduelle dépasse une limite égale à 1,44 masse solaire, l’étoile devient une étoile à neutrons dont la masse volumique est alors de 1016 à 1017 kg.m-3 et le rayon d’une dizaine de kilomètres seulement. Les étoiles les plus massives peuvent devenir des trous noirs.

Il y aurait encore beaucoup à dire sur le monde fascinant des étoiles. Les astronomes et astrophysiciens ont été capables de mettre en évidence toute une variété d’étoiles aussi intéressantes que des étoiles variables comme les céphéides, des étoiles très massives comme les étoiles de Wolf-Rayet, d’autres étoiles explosives comme les novæ. Les étoiles fournissent l’essentiel de la luminosité de l’Univers et aussi de son enrichissement en éléments lourds fabriqués à partir de l’hydrogène et de l’hélium. Les étoiles naissent le plus souvent en groupes, allant des étoiles doubles aux amas ouverts ou globulaires pouvant rassembler plusieurs millions d’étoiles.