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Accueil du site > 02 - Livre Deux : SCIENCES > Atome : lois de la Physique ou rétroaction de la matière/lumière et du vide (...) > Qu’est-ce qu’une étoile ?

Qu’est-ce qu’une étoile ?

dimanche 7 mars 2010, par Robert Paris

QU’EST-CE QU’UNE ETOILE ?

L’étoile est un objet étrange de la nuit. Et d’abord parce qu’il émet sans cesse une énergie, notamment sous forme de lumière, qui est extraordinairement importante. Il la produit par lui-même pendant des durées très longues, ce qui ne peut que nous étonner, nous humains, qui n’avons sur terre aucune expérience d’un objet capable de brûler durant autant de temps. Il faut dire que le soleil ne brûle pas comme les objets sur terre. Son énergie ne provient pas d’une combustion du type de celle d’un feu de bois. Elle provient de l’énorme énergie emmagasinée dans les noyaux atomiques de la matière et qui est libérée dans des explosions du type des bombes atomiques.

La deuxième étrangeté de l’étoile est qu’il s’agit d’une boule globalement stable mais qui n’est pas solide. Sa stabilité globale n’est pas mise en cause par ces bombes atomiques et même, au contraire, elle est fondée sur elles. Leur énergie équilibre la gravitation et sans elles l’étoile s’effondrerait immédiatement sur elle-même.

Il s’agit d’un des exemples les plus saisissants d’auto-organisation qui se déroule, si l’on peut dire, sous nos yeux, puisque des étoiles naissent en ce moment en plein ciel et sont visibles avec de modestes instruments !

En effet, l’étoile émerge d’une concentration de gaz et de poussière et elle fait également émerger des lois nouvelles.

Université de tous les savoirs

Sylvie Vauclair dans « qu’est-ce qu’une étoile ? »

« Qu’est-ce qu’une étoile ?

Une étoile est une sphère « auto-gravitante », c’est-à-dire une énorme boule de gaz chaud, en équilibre sous l’effet de son propre poids. Le Soleil, étoile moyenne typique, a une masse de deux milliards de milliards de milliards de tonnes, ce qui correspond à 333.000 fois la masse de la Terre. Son rayon est de 700.000 kilomètres, soit cent fois environ celui de la Terre. Les autres étoiles ont des masses comprises entre 0,01 et 100 masses solaires environ et leurs rayons peuvent être très variables suivant l’étape de leur évolution : typiquement entre un dixième et plus de mille rayons solaires, depuis les naines jusqu’aux supergéantes. (…) Toute l’étoile est stabilisée sous l’effet, d’une part du poids de ses atomes qui tend à la concentrer, d’autre part des forces de pression internes qui la maintient dans ses dimensions d’équilibre. Encore faut-il que l’étoile ait suffisamment d’énergie pour préserver longtemps cet équilibre. En effet, étant constituée de gaz chaud, elle rayonne et perd une énergie qui doit être compensée de l’intérieur. Nous savons à présent que cette énergie provient essentiellement des réactions nucléaires qui se produisent dans ses régions centrales. « 

La formation d’étoiles est due à l’effondrement d’un nuage de gaz et à sa fragmentation possible en plusieurs proto-étoiles, lesquelles s’échauffent à mesure qu’elles se contractent. La température peut alors atteindre une valeur telle que le cœur « s’allume » : l’hydrogène fusionne en hélium, fournissant l’énergie qui arrête l’effondrement. L’étoile entre alors dans la séquence principale où elle passe la majeure partie de sa vie. L’énergie produite par cette conversion est progressivement évacuée par l’étoile à la fois par convection et par radiation et s’échappe finalement de la surface de l’étoile sous forme de rayonnement, de vents stellaires et de neutrinos. Son évolution ultérieure dépend essentiellement de sa masse. Plus celle-ci est élevée, plus l’étoile est en mesure d’amorcer des réactions de fusion avec des éléments chimiques de plus en plus lourds. Elle peut ainsi synthétiser du carbone, puis de l’oxygène, du néon, etc. La quasi-totalité des éléments plus lourds que l’hélium est produite dans les étoiles (on parle de nucléosynthèse stellaire) dans les derniers stades de leur évolution. Si une étoile est suffisamment massive pour synthétiser du fer, alors elle est vouée à connaître une fin paroxystique sous forme de supernova : son cœur implose et ses couches externes sont disloquées par le processus. Le résidu laissé par l’implosion du cœur est un objet extrêmement compact, qui peut être soit une étoile à neutrons, éventuellement détectable sous la forme d’un pulsar, soit un trou noir. Les étoiles moins massives connaissent une fin de vie moins violente : elles perdent peu à peu la majeure partie de leur masse, qui forme par la suite une nébuleuse planétaire, et voient leur cœur se contracter lentement pour former une naine blanche.

suite à venir...

L’étoile, selon wikipedia

Les nébuleuses ou nuages interstellaires vont fournir la matière première nécessaire à la création d’une étoile. Ce sont d’énormes quantités de gaz et de poussières peu denses. Tout ce petit monde est en équilibre instable grâce à l’action conjuguée de la gravité, du mouvement des atomes de gaz, de champs magnétiques et de la rotation des nuages (force centrifuge). Il suffit d’un choc (comme une supernova) pour que la gravité prenne le dessus. Ainsi bousculés, les nuages vont alors s’effondrer sur eux-mêmes devenir plus denses. Si il y a assez d’atomes, la gravité va pouvoir contenir l’agitation des éléments. La matière n’étant pas disposer uniformément il va y avoir beaucoup de globules qui vont se former. Plus la gravité va comprimer et attirer de la matière plus la boule va se réchauffer et tourner très vite.

Au bout d’un certain temps (des millions d’années !) l’embryon d’étoile devient très chaud, proche du million de degrés, et continue de s’effondrer. L’agitation lui fait expulser de la matière par les pôles. On les appelle alors objets de herbig-haro (noms des découvreurs).

La suite dépend de la masse de l’étoile, si elle est inférieure à 8 centièmes de la masse du soleil le coeur de l’étoile ne sera pas assez chaud pour déclencher des réactions de fusion nucléaire. Elle va donc continuer à s’effondrer jusqu’à former ce que l’on appelle une naine brune.

Dans le cas contraire si le coeur de l’étoile atteint 10 millions de degrés les réactions de fusion vont s’amorcer. L’énergie libérée va contrer la gravité et l’étoile va se stabiliser. On atteint alors la phase de T-Tauri qui produit un vent stellaire qui va évacuer la poussière aux alentours. Ce phénomène peut créer une onde de choc qui initiera de nouvelles formations d’étoiles dans des nuages proches.

L’étoile entame alors sa nouvelle vie. Elle va trouver un équilibre entre la gravité qui la comprime et la fusion de son coeur qui ne demande qu’à exploser. Notre soleil est un bel exemple d’étoile à l’âge adulte.

La formation des étoiles est un processus long qui dépend de la masse de l’étoile, un million d’années pour une grosse étoile à un milliard d’années pour une petite. Ce processus est aussi intéressant puisqu’il s’inscrit dans la continuité. Les vieilles étoiles fournissent la matière et l’élément déclenchant en explosant. L’univers assure ainsi sa pérennité en créant sans arrêt de nouvelles étoiles pour remplacer les mourantes.

Wilfried Rochard

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