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1- Que se passe-t-il dans les étoiles ?
Par Marcel BESNIER
Une étoile ordinaire tire sa stabilité d’une lutte incessante entre la gravité, qui tend à la faire s’effondrer sur elle-même, et la chaleur produite par les réactions thermonucléaires. L’équilibre est donc parfait tant que l’étoile reste dans la série principale. En fin de vie la production de chaleur s’arrête dans son cœur et la gravité en profite lâchement pour prendre le dessus. Une étoile de la taille de notre soleil se retrouve confinée dans une sphère d’environ 10 000 km de diamètre appelée naine blanche. Un peu avant cette extrémité l’étoile expulse une grande partie de sa matière sous forme de nébuleuse planétaire, comme la nébuleuse de la lyre ou hélix. Mais après, la gravité jette l’éponge, elle a trouvé un nouveau maître. Que se passe t’il ? Pour comprendre, d’abord un peu d’histoire :
Au début du XXem siècle on n’envisageait pas un état de la matière beaucoup plus concentré que celui observé habituellement sur terre. Pour toutes les choses connues, l’eau, le bois, les roches ou les êtres vivants, les densités ont toutes le même ordre de grandeur : quelques grammes par cm3. Il faut attendre les années 1920 pour que la mécanique quantique nous en explique les raisons :
Dans un atome les électrons sont liés au noyau par des forces électriques et sont animés de très grandes vitesses. De même que les molécules de gaz exercent une pression sur les parois d’un récipient, les électrons sont responsables d’une pression empêchant la matière de se contracter au-delà d’une certaine limite. C’est le principe d’exclusion découvert en 1925 par un physicien américain : Wolfgang Pauli. Il stipule que deux particules identiques ne peuvent avoir la même position et la même vitesse. C’est ce qui empêche notre doigt de traverser une table par exemple et, de toute façon, sans ce principe, l’univers ne serait qu’une soupe de particules où aucune chose ne pourrait exister. Dans la matière ordinaire il y a beaucoup de vide, de place perdue, mais la mécanique quantique prédit l’existence d’une matière très concentrée où il n’y a plus de vide : cette matière est dite dégénérée. C’est exactement ce qui ce passe dans les naines blanches où les électrons sont confinés dans un volume si petit que tous les niveaux d’énergie sont occupés. Autrement dit toutes les places sont prises. Le principe d’exclusion interdit donc de remplir davantage le volume et les électrons résistent à toute compression supplémentaire. C’est ce qu’on appelle la pression de dégénérescence qui est indépendante de la température, contrairement à la pression d’un gaz ordinaire. Une naine blanche restera donc indéfiniment en l’état sans jamais plus se contracter. Elle mettra des milliards d’années à se refroidir car elle est protégée du froid de l’espace par un manteau de quelques km d’épaisseur constitué de matériaux opaques non dégénérés. La température de surface ne dépasse pas les 100 000 ° k, alors le cœur atteint 100 millions °k pour une jeune naine blanche. La densité à l’intérieur d’une naine blanche est de l’ordre de la tonne par cm3. ( petit mais costaud…). Sa composition est très simple : De l’oxygène au cœur puis de l’hélium en se rapprochant de la surface.
La première naine blanche fut découverte en 1862 en orbite autour de Sirius. Son découvreur, un Américain, la nomma Sirius B sans connaître sa vraie nature.
La gravité aurait-elle trouvé un maître absolu ? Non car elle a un allié de… poids : la masse. En 1931, un astrophysicien indien, Subrahmanyan Chandrasekhar, trouva une limite à la masse des naines blanches : 1,4 masses solaires. Au-delà, la gravité l’emporte sur la pression de dégénérescence des électrons. Toutefois on estime qu’une étoile jusqu’à 8 masses solaires formera tout de même une naine blanche avec une masse inférieure à la limite de chandrasekhar car elle perd énormément de gaz, sous forme de vent stellaire, au cours de sa vie.
La gravité peut donc prendre sa revanche avec les étoiles très massives, supérieures à 8 masses solaires. Grâce à une température de plusieurs milliards de degrés, ces étoiles sont capables de synthétiser tous les éléments lourds connus. Les transmutations successives conduisent à la formation, dans le cœur de l’étoile, de l’élément le plus stable de l’univers : le fer. Le noyau de fer est si stable qu’aucune autre fusion n’est possible. Le cœur de fer ainsi formé ne débite plus d’énergie et cesse d’assurer l’équilibre gravitationnel de l’étoile qui en est au stade de super géante rouge. La masse de l’étoile s’effondre sur le cœur inerte à la vitesse de la chute libre. Dans la bataille, les photons qui jaillissent sont tellement énergétiques qu’ils font éclater les noyaux de fer en une multitude de noyaux d’hélium : c’est la photo désintégration. La température est telle que les noyaux d’hélium se désintègrent, à leur tour, en leurs constituants élémentaires, protons, neutrons et électrons. Comme pour les naines blanches, les électrons sont dégénérés, mais la masse du noyau dépassant la limite fatidique de Chandrasekhar, la pression de dégénérescence des électrons est incapable de résister à la compression. En une fraction de seconde, les électrons sont poussés à l’intérieur des protons où leurs charges électriques se neutralisent pour créer des neutrons. Comme leur nom l’indique, les neutrons n’ont pas de charge et donc ne se repoussent pas comme les protons, ils peuvent donc se rapprocher jusqu’à se toucher. Cette neutronisation s’accompagne donc d’une implosion du cœur de l’étoile qui s’effondre littéralement sur lui-même sous l’action de la toute puissante gravité. La densité atteint celle des noyaux atomiques. Le cœur de l’étoile est devenu une sorte de noyau atomique géant constitué principalement de neutrons. Les couches externes de l’étoile rencontrent donc, en s’effondrant, un mur infranchissable et rebondissent : c’est une supernova. 90 % de sa matière est expulsée dans l’espace. Encore une fois la gravité est vaincue, cette fois c’est la pression dégénérescence des neutrons qui empêchent un effondrement total. Il reste ce qu’on appelle une étoile à neutrons de 10 km de diamètre avec une densité de 100 millions de tonnes par cm3 ( très petit mais très costaud…). Une étoile à neutrons s’apparente donc un noyau atomique géant. La différence est que l’étoile à neutrons est liée par la gravité et le noyau atomique par la force nucléaire forte. La surface est formée par une croûte rigide de fer de 1 km d’épaisseur portée à plusieurs millions de degrés.
La première étoile à neutrons a était détectée sous la forme d’un pulsar en 1967.
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