L'astrophysique stellaire est un pan majeur de la recherche en Physique fondamentale. Elle se place dans la continuité de l'étude de l'univers et cherche à comprendre quels sont les phénomènes qui permettent à des astres composés en très grande majorité de gaz d'hydrogène de briller. Dans cette petite série d'articles, on verra exactement tous les phénomènes physiques qui gouvernent l'évolution d'une étoile de sa naissance jusqu'à sa mort. On verra également toutes les techniques qu'utilisent les astrophysiciens pour observer les étoiles et récolter des données significatives.

Une étoile est un objet très complexe - raison pour laquelle il y aura plusieurs articles dédiés - qui a les propriétés d'avoir un spectre électromagnétique proche de celui du modèle du corps noir. C'est en fait une immense boule de plasma dont la température varie de plusieurs milliers de Kelvins en surface à plus d'un million de Kelvin au cœur qui est plus ou moins à l’équilibre. En fait, l'étoile est le résultat de deux forces qui se compensent : la première qui est l'auto-gravité c'est à dire l'aptitude du plasma à s'attirer lui-même et la seconde est la pression due à l'énergie produite au centre qui compense la force d'attraction.

Les caractéristiques principales des étoiles

Une étoile est composée en très grande majorité de gaz d'hydrogène (ionisé) et d'un petit peu d'hélium. Pour une étoile de la séquence principale comme le soleil, on est à environ 75% d'Hydrogène et 24% Hélium.

Cette composition n'est pas permanente puisqu'elle varie au cours du temps et en fonction du type de l'étoile. Généralement, une étoile très jeune sera presque intégralement composée d'Hydrogène et à mesure qu'elle vieillira, elle sera composée d'Hélium, puis de Lithium ainsi de suite jusqu'au Fer (Je vous expliquerai plus tard pourquoi pas vraiment au delà). Notre étoile sera alors en fin de vie et la force de pression en son cœur ne sera pas assez importante pour compenser sa masse et elle s’effondrera sur elle-même pour donner tout un tas d'étrangetés Astrophysiques que nous verrons plus tard 🙂

La masse d'une étoile varie fortement de l'une à l'autre. Ce n'est pas très pratique de discuter de la masse d'une étoile en kilogrammes alors je vais vous donner la masse du Soleil et on parlera dans la suite de masses solaires. On a $M_o=1.99\times10^{30} kg$, le Soleil pèse environ 330 000 fois la masse de la Terre. On définira la masse solaire comme $1~~masse~~solaire=M_o$.

Les étoiles les plus légères pèsent environ 0.05 masses solaires tandis que les étoiles les plus lourdes pèsent entre 50 et 80 masses solaires. Certains scientifiques pensent que des étoiles encore plus lourdes peuvent exister avec une masse allant jusqu'à 1000 masses solaires mais celles-ci sont extrêmement instables et s'effondrent très rapidement.

Les dernières caractéristiques importantes des étoiles sont leur luminosité et leur température. Les deux paramètres sont intrinsèquement liés par le modèle du corps noir et sont aussi liés à la masse et à la composition des étoiles.

Une étoile dite "froide" aura une température de surface inférieure à 2500 K tandis qu'une étoile "chaude" aura une température de surface supérieure à 25 000 K. Pour information, la température de surface du Soleil est d'environ 5500 K. La température de surface d'une étoile est très importante en Astrophysique car elle permet à l'aide de modèles stellaires précis de déterminer la température au cœur et, connaissant la masse, de déterminer la "vitesse du métabolisme" de l'étoile et d'anticiper sa durée de vie par exemple.

Pour les étoiles de la séquence principale, il existe une relation très simple entre la masse et la luminosité. On a :

$L = M^{3.1}~~\leftrightarrow \frac{L}{L_o}=\left(\frac{M}{M_o}\right)^{3.1}$

Cette relation est établie à partir de l'étude d'un système binaire spectroscopique. En calculant la période de rotation du système binaire on peut en déduire le rapport des masses de chaque étoile. En calculant l'amplitude de l’atténuation de la luminosité quand l'étoile la moins lumineuse passe devant l'étoile la plus lumineuse on peut en déduire le rapport des luminosités.

Une structure en couches

Une étoile est composée d'une structure en couche à l'instar de tous les astres de l'univers. Chaque couche possède une densité de matière différente et une température différente. Et chaque couche participe à l'équilibre hydrostatique de l'étoile.

Au cœur de l'étoile nous avons le noyau ou se déroulent toutes les réactions de fusion thermonucléaire. Celui-ci représente le "moteur" de l'étoile. Sa température est de plusieurs millions de Kelvins et la pression y est extrêmement élevée. Toutes les conditions sont réunies pour que les noyaux fusionnent entre eux en émettant de l'énergie sous forme de photons qui mettront environ un million d'années à s'échapper de l'étoile. Pour information la température du cœur du Soleil est d'environ 15 millions de Kelvins.

La limite supérieure du noyau est la zone radiative. Elle fait office d'interface entre le cœur et la zone convective de l'étoile. C'est ici que les photons restent coincés le plus longtemps. C'est la que la pression de radiation est suffisamment forte pour compenser le poids de l'étoile.

La zone convective de l'étoile est une couche particulière où l'on trouve d'importants mouvements cycliques de matière un peu à la manière du cycle de l'eau. En profondeur, la chaleur est telle que la matière se met à remonter sous l'effet de la poussée d’Archimède. Arrivée au sommet de la couche sa température diminue et sa densité augmente, elle se met donc à redescendre et répète ce cycle de façon indéfinie. La zone convective est avec les mouvements de rotation la première responsable du champ magnétique stellaire et donc des éruptions solaires.

Nous avons ensuite la photosphère stellaire qui est la partie que nous voyons de l'étoile. Celle-ci est en général très fine (400 km pour le soleil). La pression au niveau de la couronne solaire diminue énormément ainsi que la température ce qui fait que la lumière se met enfin à se déplacer en ligne droite et peut parvenir jusqu'à la Terre par exemple. La lumière du Soleil qui vous éclaire à été statistiquement produite il y a environ 1 million d'années !

Lorsqu'on l'observe de près et avec un filtre adapté, la photosphère stellaire est composée de granules lumineux séparés par des lignes plus ou moins sombres. Ceci est en fait le résultat de ce qu'il se passe dans la zone convective. Les zones lumineuses représentent les zones chaudes tandis que les zones sombres représentent les zones froides. Les mouvements de convection de l'étoile tendent à réchauffer des zones froides et à refroidir les zones chaudes; on observe ainsi la dynamique de l'étoile. C'est ici que se produisent les éruptions solaires.

Enfin nous avons la couronne stellaire qui constitue la partie externe de l'étoile et qui est extrêmement diffuse. La température à ce niveau là augmente d'un coup à plusieurs millions de Kelvins. C'est d'ici que proviennent les particules hautement énergétiques qui sont heureusement déviées par la Terre ou encore qui donnent les Aurores Boréales et Australes. Cette zone existe car elle est soumise à un champ magnétique issu de la zone convective qui "confine" le plasma près de l'étoile.

Les réactions nucléaires au cœur de l'étoile

Au cœur de l'étoile la température et la pression sont telles que les noyaux atomiques fusionnent entre eux et libèrent de l'énergie qui va permettre à l'étoile de briller mais surtout de ne pas s'effondrer sur elle-même. Mais voyons un peu ce qu'est la fusion thermonucléaire.

Un plasma est similaire à un gaz classique à la différence que les noyaux atomiques sont découplés de leurs électrons (Si vous voulez en savoir plus sur les plasmas c'est ici). Les noyaux atomiques sont chargés positivement et donc se repoussent par l'intermédiaire de l’interaction coulombienne. Ces mêmes noyaux sont composés de nucléons qui sont liés par interaction forte.

L'interaction forte est très intense mais possède une portée très faible ($\approx 10^{-15}m$), de l'autre côté l'interaction Coulombienne est moins intense mais sa portée est bien plus grande. Cela signifie qu'entre deux noyaux il existe une barrière de potentiel qui dépend de leur charge électrique. Si leur énergie cinétique est suffisamment élevée pour passer cette barrière de potentiel alors les deux noyaux finissent par se lier par interaction forte en libérant de l'énergie.

Si l'on représente la courbe de potentiel d'interaction entre deux noyaux quelconques, on voit que le potentiel d'interaction est dans un premier temps positif et croissant à mesure que les deux noyaux se rapprochent et, arrivé à un certain moment, celui-ci passe par un maximum et devient fortement négatif ce qui signifie que les noyaux s'attirent fortement.

Les deux particules sont en fait soumises à une somme de deux potentiels tous deux définis à partir du potentiel de Yukawa donné par :

$V(r) = -g^2\frac{e^{-mr}}{r}$

$g$ représente la constante de couplage et vaut environ $g_{em} = 10^{-2}$ et $g_{strong} = 1$. $m$ représente la masse de la particule vecteur de l'interaction. $m_{em}=0$ c'est la masse du photon et $m_{strong} \approx 140 Mev$ ce qui correspond à la masse du Pion (particule vecteur de l'interaction forte à une échelle mésoscopique).

Il faut donc que la température et la pression du plasma soit très élevée afin qu'il y ait suffisamment de collisions entre les noyaux et que ces collisions soient suffisamment énergétiques pour permettre aux noyaux de fusionner. La masse des deux noyaux séparés étant plus élevée que la masse du nouveau noyau, l'énergie libérée correspond au célèbre principe d'équivalence d'Einstein qui donné dans le référentiel du centre de masse s'exprime $\Delta E = \Delta mc^2$.

Lorsque l'étoile nait, elle est composée pratiquement intégralement de noyaux d'hydrogène. Les premières réactions nucléaires correspondront donc à la fusion des noyaux d'hydrogène pour donner du deutérium, de l'hélium et ainsi de suite.

Plus précisément, il existe deux principales chaines de réaction nucléaires pour les étoiles de la séquence principale. Dans un premier temps nous avons les chaînes pp (Proton-Proton) qui dominent l'activité du cœur pendant la première partie de la vie de l'étoile, puis nous avons la chaine CNO (Carbone, Azote, Oxygène) qui devient la source d'énergie principale de l'étoile.

Les chaines pp sont les "premières réactions" de l'étoile, elles n'ont pas besoin de beaucoup d'énergie pour démarrer et produisent beaucoup d'énergie. La chaine CNO possède quant à elle un rendement beaucoup plus faible mais les forces de pression et de gravitation finissent quand même par se compenser.

Bien-sur au fur et à mesure de son évolution l'étoile continue à produire tous les éléments que l'on connait mais elle connaitra un triste sort à partir du moment ou elle commence à produire du Fer. Effectivement, toutes les réactions de fusion nucléaire sont exothermiques jusqu'au Fer. A partir de là, elles deviennent toutes endothermiques et l'étoile finit alors par se refroidir et les forces de pression radiatives ne compensent plus la force gravitationnelle. Elle finira par se contracter dans un premier temps puis les couches supérieures exploseront en une supernova et laisseront place à une naine blanche, une étoile à neutron ou un trou noir.

Je vous expliquerai plus précisément comment tout cela fonctionne parce qu'il y a énormément de choses à dire là-dessus.

Voilà pour cette petite introduction, la prochaine fois on parlera de la classification des étoiles et du diagramme de Hertzsprung-Russel. Entre temps, j'espère que cet article vous a plu. Si vous avez des remarques ou des questions, envoyez moi un e-mail ou laissez un commentaire.

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Pour ceux qui souhaiteraient aller plus loin ou tout simplement consulter les sources que j'ai utilisé :

• [Les étoiles et le milieu interstellaire, Richard Monier]
• [Wikipedia : Etoile]
• [Wikipedia : Chaine proton-proton]
• [Wikipedia : Evolution stellaire]