Un objectif de l’astrophysique nucléaire est de comprendre comment naissent, vivent et meurent les étoiles.

QU'EST-CE QU'UNE ÉTOILE ?

Les étoiles sont des boules de gaz à très haute température. Ce gaz est ionisé, c’est-à-dire que les électrons électriquement chargés négativement sont totalement ou partiellement séparés des noyaux électriquement chargés positivement. On appelle aussi ce gaz, un plasma.
À l’œil nu ou au télescope, on ne voit que la surface lumineuse des astres. En astrophysique, de nombreuses découvertes ont été faites ces dernières années grâce à des télescopes au sol ou embarqués à bord de satellites. L’ensemble du spectre électromagnétique est utilisé, depuis les ondes radio jusqu’aux rayons X ou gamma (voir dossier pédagogique La radioactivité), chaque domaine spectral apportant des informations spécifiques :

• La lumière visible renseigne sur les différentes réactions nucléaires qui se produisent au sein des étoiles tout au long de leur vie ;
• Les ondes radio, les rayons X et gamma révèlent les phénomènes parfois très violents qui adviennent à la fin de la vie d’une étoile : supernovae, pulsars, étoiles à neutrons, trous noirs. L’interprétation des données de tous ces rayonnements permet de déterminer l’énergie produite par l’étoile, la température à sa surface et sa composition chimique.

Dans le gaz stellaire, l’hydrogène et l’hélium sont de loin les éléments chimiques les plus nombreux, suivis de l’oxygène, du carbone et de l’azote. Pour 1 000 milliards d’atomes d’hydrogène, il y a 100 milliards d’atomes d’hélium et environ 1 milliard d’atomes d’oxygène.

POURQUOI LES ÉTOILES BRILLENT-ELLES ?

Les étoiles sont habituellement des objets stables de l’Univers. Une étoile est une énorme sphère de gaz chaud dont l’équilibre est régi par deux effets opposés :

• D’une part, la gravitation qui empêche le gaz de se disperser et tend à attirer les particules vers le centre ;
• D’autre part, la pression interne due à l’agitation thermique du gaz qui s’oppose à ce confinement.

La gravitation dépend de la masse de l’étoile et la pression de sa température. Le cœur de l’étoile est extrêmement chaud (plusieurs millions de degrés) et sa surface plus froide (plusieurs milliers de degrés). La différence de température entraîne un flux de chaleur, donc d’énergie, du centre vers la surface. C’est cette chaleur qui est rayonnée par l’étoile et fait que nous la voyons briller. D’où vient l’énergie de l’étoile ? Des réactions nucléaires de fusion qui ont lieu en son centre encore nommées réactions thermonucléaires. Parce que ces réactions génèrent de l’énergie à partir de la matière que sont les noyaux qui composent l’étoile (essentiellement de l’hydrogène), ces noyaux sont appelés “combustibles”, par analogie à d’autres formes d’énergie. L’étoile évolue en brûlant doucement son combustible (hydrogène).
La chaleur engendrée par les réactions nucléaires empêche l’effondrement de l’étoile, la gravité empêche la dispersion.
Les étoiles brillent longtemps, car dans leur cœur les réactions thermonucléaires dégagent lentement leurs énormes quantités d’énergie.

LA NAISSANCE DES ÉTOILES

À l’intérieur des galaxies, les nébuleuses sont de gigantesques nuages de gaz et de poussières. La gravitation ou un événement extérieur peut conduire une partie de ces nuages à se contracter. La masse de gaz se concentre et les molécules de gaz s’entrechoquent, la température monte jusqu’à ce que la fusion de l’hydrogène se produise. Une étoile est née.
La naissance des étoiles est perçue par les astrophysiciens grâce au rayonnement infrarouge émis par les étoiles au travers des nuages.

LA VIE DES ÉTOILES

Les étoiles sont des réacteurs nucléaires auto-contrôlés. Qu’une réaction nucléaire s’emballe en leur cœur, alors celui-ci, gazeux et souple, se dilate légèrement, la température tombe et la réaction se modère. Et inversement, qu’une réaction défaille, le cœur se contracte, la température monte et les réactions nucléaires redémarrent. L’étoile perdure aussi longtemps que son cœur reste souple et gazeux. La vie d’une étoile est une succession de contractions gravitationnelles et de cycles de combustion nucléaire.
Une étoile en bon état de fonctionnement est une étoile qui brille, et si elle brille, elle brûle lentement. Le cycle du combustible dans les étoiles est particulièrement économique : les produits d’un cycle de combustion servent de combustible au cycle suivant. Ainsi, l’hélium, issu de la fusion de l’hydrogène, brûle pour donner, par fusion thermonucléaire, le carbone et l’oxygène, lesquels seront ultérieurement transformés en silicium. Au fur et à mesure, les durées des cycles raccourcissent considérablement, car le combustible devient de moins en moins énergétique.

LA MORT DES ÉTOILES

Les étoiles de petite masse, comme le Soleil, ne parviennent à brûler que l’hydrogène et l’hélium. Puis une partie de leur enveloppe est expulsée et elles deviennent des naines blanches, étoiles ayant épuisé leurs ressources nucléaires.
Les étoiles plus massives, de dix à des centaines de fois plus grosses que le Soleil, ont des températures plus élevées en leur centre. La combustion nucléaire est plus rapide et va plus loin que la combustion de l’hélium. Au-delà de la fusion du carbone, une forte perte d’énergie, occasionnée par une émission importante de neutrinos engendrée par la chaleur, épuise littéralement l’étoile. La combustion thermonucléaire s’arrête au fer, noyau le plus stable de l’Univers, il est non combustible. Si bien que lorsque cet élément s’accumule au cœur des étoiles massives, celles-ci sont condamnées. Leur cœur, ayant atteint une densité importante, se détend comme un ressort, engendrant une onde de choc qui balaie la matière qui l’entoure. L’implosion du cœur se double d’une explosion de l’étoile. Celle-ci, nommée supernova, émet une lumière vive, que les astrophysiciens perçoivent en observant la galaxie à laquelle appartient l’étoile. Une étoile à neutrons ou un trou noir reste au centre de la supernova. On constate que les étoiles de notre galaxie se répartissent en deux populations qui se distinguent par leur composition chimique et par leur répartition dans l’espace

• Des étoiles qui renferment des éléments lourds, dans les mêmes proportions que le Soleil,
• Des étoiles, pauvres en éléments plus lourds que l’hélium (elles peuvent contenir mille fois moins de fer par exemple). Elles constituent les amas globulaires qui circulent autour de la galaxie.