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Les étoiles

Publié le 25 novembre 2015

​Une étoile est une boule de gaz, lumineuse, principalement composée d’hydrogène et d’hélium. Le cœur d’une étoile atteint une température extrêmement élevée (plusieurs millions de degrés). Cette forte température permet la réaction de fusion des noyaux d’hydrogène qui maintient, sur des temps pouvant atteindre des dizaines de milliards d’années, l’énergie lumineuse qui nous permet de les voir de si loin.

Composition d’une étoile

Le gaz composant les étoiles est « ionisé », c’est-à-dire que les électrons électriquement chargés négativement sont totalement ou partiellement séparés des noyaux électriquement chargés positivement. On appelle ce gaz un plasma.



Vidéofusion(s) - La fusion au coeur des étoiles



A l’œil nu ou au télescope en lumière visible, on ne voit que la surface lumineuse des astres. Grâce aux télescopes scientifiques terrestres et spatiaux, l’ensemble du spectre électromagnétique de l’étoile peut être observé. Chaque domaine du spectre apporte des informations spécifiques sur l’origine, l’évolution et  le fonctionnement des astres. Par exemple, les rayons infrarouges nous apprennent où et comment les étoiles se forment, la lumière visible nous renseigne sur la composition chimique des étoiles et les ondes radio sur leur activité magnétique. Enfin les rayons X et les gammas révèlent les très hautes températures atteintes lors des explosions qui ont lieu à la fin de la vie des étoiles.

L’ensemble des données provenant de tous ces rayonnements permet de mesurer précisément quelle est la quantité d’énergie produite par une étoile, la température à sa surface ou encore sa composition chimique et son impact sur l’environnement interstellaire.




Pourquoi les étoiles brillent-elles ?

L’équilibre des étoiles dans l’Univers est régi par deux effets opposés : la gravitation, qui tend à compresser le gaz qui compose l’étoile et la pression thermique de ce gaz qui tend à le dilater.

Le cœur d’une étoile est extrêmement chaud. La différence de température entre le cœur et la surface de l’étoile entraîne un flux de chaleur, donc d’énergie, du centre vers l’extérieur. Cette chaleur est finalement rayonnée par l’étoile à sa surface et fait que nous la voyons briller.



Pourquoi les étoiles brillent-elles ?


L’énergie des étoiles est due aux réactions nucléaires de fusion qui ont lieu en leur centre. Les étoiles évoluent en transformant l’hydrogène en éléments plus lourds. A la fin de leur vie, les réactions nucléaires s ‘emballent et les étoiles se gonflent avant finalement de se contracter définitivement, pour la plupart d’entres elles, en un astre très dense lorsque leurs ressources internes tarissent. Celui-ci va se refroidir lentement jusqu’à ce qu’il ne brille presque plus. La durée de vie d’une étoile varie ainsi en fonction de sa masse. Plus une étoile est grosse, plus elle consomme rapidement son énergie. Une étoile massive peut vivre quelques dizaines de millions d’années alors que les étoiles plus petites peuvent vivre des dizaines, voire même des centaines de milliards d’années.




Naissance d’une étoile

A l’intérieur des galaxies, on trouve de gigantesques nuages de gaz et de poussières, appelés nuages moléculaires. Leur forme a récemment été révélée dans l’infrarouge. Loin d’être sphériques, ils se structurent en un réseau de filaments interstellaires. Probablement sous l’effet conjugué de la turbulence et de la gravitation, une partie de ces filaments peut se condenser, se contracter puis se fragmenter en poches de gaz : les cœurs protostellaires. Dans ces cœurs, la masse de gaz s’accumule progressivement, l’agitation des particules augmente et la température du gaz s’élève jusqu’à environ un million de degrés. A ce stade, on considère qu’il s’agit d’une protoétoile. Chaque protoétoile devient ensuite de plus en plus dense en s’effondrant sur elle-même sous l’effet de la gravité. La température augmente encore jusqu’à ce qu’elle soit suffisamment élevée pour produire des réactions de fusion thermonucléaire. Avec ces réactions, la protoétoile devient une étoile.

La formation d’une étoile peut être observée par les astrophysiciens grâce aux rayonnements infrarouge et submillimétrique émis par le gaz et la poussière composant les cœurs protostellaires.




Vie et mort d’une étoile

Durant leur vie, la structure interne des étoiles évolue comme leur taux de rotation et leur activité magnétique. Ces deux processus sont intimement liés via un effet appelé dynamo fluide qui convertit de l’énergie mécanique en énergie électrique. A l’intérieur d’une étoile, les zones turbulentes et convectives, où l’énergie est transportée, non pas par la lumière, mais par les mouvements à grande échelle de la matière, génèrent des courants électriques. Ces courants, combinés à la rotation de l’étoile, génèrent à leur tour, via l’effet dynamo, des champs magnétiques dont l’intensité et la structure changent au cours du temps. Dans le cas du Soleil par exemple, le fameux cycle de 11 ans et l’apparition périodique des taches solaires sont une illustration de cette activité magnétique des étoiles.

Le Soleil passe par des maximums puis par des minimums d’activité et cela a un impact direct sur la Terre, car des éruptions très énergétiques peuvent impacter notre planète.  Cette activité magnétique est très intense dans les étoiles jeunes et se calme au fur et à mesure de l’évolution de l’étoile, lorsque sa rotation ralentit. La durée des cycles magnétiques s’allonge alors et leur intensité s’amenuise. Ce ralentissement, important pour les étoiles de type solaire, est dû au vent de particules appelé "vent solaire", qui extrait de la masse et de la "quantité de rotation" (plus précisément du "moment cinétique") de l’étoile. On parle alors de gyrochronologie ou de magnétochronologie, pour désigner l’évaluation de l’âge des étoiles en fonction de leur rotation ou de leur magnétisme.

Le magnétisme solaire nous permet donc de comprendre le magnétisme des étoiles et vice-versa.

Une autre manière de comprendre les étoiles est d’en sonder l'intérieur profond. Ceci est possible grâce à une technique dite de "sismologie stellaire" ou "héliosismologie", qui, par l’étude des vibrations (ondes sonores ou mixtes) se propageant dans les étoiles, nous renseigne sur leur intérieur, un peu comme la comparaison du son d’un tambour ou d’une trompette, nous permet de distinguer la taille et la nature du matériau composant de l’instrument de musique.

La sismologie solaire et stellaire a permis de grandes avancées en décrivant la structure et la dynamique interne des étoiles, amenant les scientifiques à réviser la compréhension classique des étoiles. Dans le Soleil, cette technique d’observation indirecte, « de l’intérieur », a mis en évidence la rotation interne solaire et la présence d’une forte zone de mélange appelée la tachocline, à la séparation entre le cœur radiatif du Soleil en rotation rigide (rotation en bloc solide) et la zone convective, la région plus extérieure, animée de forts mouvements de convection.

VidéoPourquoi, comment déchiffrer la musique des étoiles ?




Notions clés

  • Une étoile est une boule de gaz, lumineuse, principalement composée d'hydrogène et d'hélium.

  • L'équilibre des étoiles dans l'Univers est régi par deux effets opposés : la gravitation, qui tend à compresser le gaz qui compose l'étoile et la pression thermique de ce gaz qui tend à le dilater.















VidéoLa tête dans les étoiles

VidéoHéliosismologie


​Définitions

  • Cœur protostellaire

  • Ensemble de matière interstellaire se trouvant dans une phase de condensation qui prélude à la naissance d'une étoile.

  • Gaz interstellaire

Gaz constituant 99 % de la masse du milieu interstellaire. Suivant la température et la densité, le gaz, essentiellement de l’hydrogène, peut se retrouver sous trois formes : atomes, ions ou molécules.


  • Gyrochronologie

Méthode pour estimer l'âge d'étoiles de faible masse comme le Soleil à partir de leur vitesse de rotation.


  • Magnétochronologie

Technique de datation basée sur l’intensité du champ magnétique  observé.


  • Zone convective

La zone de convection, ou zone convective, est constituée des couches les plus extérieures du Soleil. L’énergie y est transportée par des mouvements à grande échelle du plasma solaire (gaz ionisé).