En regardant le ciel, un observateur attentif remarquera que les étoiles
sont de couleurs différentes. Certaines sont bleues, d'autres rouges.
Leur diamètre et leur masse sont aussi très variables. Les
étoiles sont d'immenses réservoirs d'hydrogène d'une
masse pouvant varier de 1x1025 kg à 1x1036 kg.
Notre soleil est une étoile moyenne de 2x1030 kg.
Chaque étoile fusionne son hydrogène à une vitesse
qui est proportionnelle à sa masse. Cet hydrogène est
constamment transformé en hélium. Ainsi, pour le Soleil,
c'est plus de 600 millions de tonnes qui sont converties chaque seconde.
Simultanément, 4 millions de tonnes sont utilisées pour
produire de l'énergie. De cette quantité, une très
faible partie sert à réchauffer notre bonne vieille terre.
La conversion d'hydrogène en hélium persistera encore pendant
5 milliards d'années.
La couleur
La couleur d'une étoile dépend de la température
de sa surface. Celle-ci peut varier entre 2 500 et 20 000 °C. Notre soleil,
qui est de couleur blanche, possède une température de surface
de 7 000 °C.
L'identification des étoiles se fait en utilisant un code de lettre
(O,B,A,F,G,K,M) qui en détermine le spectre, du bleu (O, pour les
plus chaudes) au rouge (M, pour les moins chaudes). Le coeur des étoiles,
quant à lui, peut atteindre plusieurs millions de degrés Celsius.
Sur la photo ci-contre, de la région de la constellation d'Orion,
nous voyons que les étoiles ne sont pas toutes de la même couleur.
(La pose est de 5 minutes et les étoiles ont laissé une
traînée en raison de la rotation de la terre).
Parmi les étoiles que l'on peut observer, notons l'étoile
Antares dans la constellation du Scorpion. Elle est de couleur rouge et
visible l'été, en direction sud. Cette étoile est une
super géante et son diamètre est de plus de 450 fois celui du
Soleil. À l'autre extrémité, l'étoile Sirius,
visible l'hiver dans la constellation du Grand Chien, est d'une couleur blanche.
Très chaude et très brillante, elle possède deux fois la
masse du soleil.
Au début du siècle, deux astronomes, Hertzsprung et Russel,
montrèrent par un diagramme la luminosité des étoiles
en fonction de leur couleur. Aujourd'hui, ce diagramme porte le nom de
diagramme HR. Nous y constatons que la majorité des étoiles
sont situées sur la série principale. Ce diagramme nous
renseigne sur l'état d'une étoile par rapport aux autres
et il est possible d'en déterminer son âge, sa taille, son
type spectral, etc.
La naissances des étoiles
Aujourd'hui, nous savons que les étoiles se forment par groupes. Elles prennent naissance dans d'immenses nuages constitués de gaz et de poussières, que l'on appelle «nébuleuses». Pour que des étoiles se forment au sein des nébuleuses, elles doivent d'abord se comprimer. Plusieurs phénomènes permettent aux nuages d'être comprimés : ondes de choc provenant d'une supernova, effet de marée provenant de la galaxie, passage d'un amas d'étoiles, etc. Au moment où le nuage devient suffisamment concentré, la gravité fait le reste. Elle engendre l'effondrement du nuage, ce qui compresse de plus en plus les molécules, et le nuage commence à se réchauffer. Si la masse est suffisamment importante, la nébuleuse se comprime encore plus et les réactions nucléaires entrent en jeu. Nous avons alors une proto-étoile. Celle-ci commence alors à émettre lumière et chaleur. Paradoxalement, les étoiles de faible masse brûleront leur hydrogène moins rapidement et auront une durée de vie de plusieurs milliards d'années, alors que les plus massives auront une vie de quelques millions d'années seulement. Le télescope spatial Hubble a pu mettre en évidence, au coeur de la grande nébuleuse d'Orion M42, des étoiles en formation qui commencent tout juste à briller. D'autres nébuleuses commencent aussi à révéler leurs secrets, comme la nébuleuse de l'Aigle M16 et la nébuleuse de la Lagune M8. Ces nébuleuses sont facilement visibles à l'aide de jumelles.
| |
| Quelques nébuleuses du ciel
En haut à gauche: Orion (M42) À droite: La Lagune (M8) Ci-contre: L'Aigle (M16) |
La mort des étoiles
Parmi les scénarios possibles de la mort d'une étoile, il y a : les naines blanches, les novae et les supernovae. La mort d'une étoile est intimement liée à sa masse. Cette masse détermine deux facteurs très importants dans la vie d'une étoile : la gravité et les réactions nucléaires. Ces deux entités sont en continuel combat, mais entretiennent aussi un équilibre dynamique jusqu'à la toute fin, où une mort spectaculaire attend l'étoile.Le flash de l'hélium et les naines blanches
La majorité des étoiles finissent leur vie en naine blanche, mais avant cela, les étoiles de faible masse, dont notre Soleil, passent à travers une étape qui se nomme le flash de l'hélium. L'étoile, qui a épuisé ses ressources d'hydrogène, est maintenant constituée d'hélium, et son coeur a une température de plusieurs dizaines de millions de degrés. Le flash de l'hélium se produit quand il y a fusion rapide de l'hélium. Ce phénomène peut se répéter à plusieurs reprises et, chaque fois, l'étoile perd une quantité appréciable de matière. Durant cette étape, elle peut devenir très brillante.
Lorsque que l'hélium est consommé, le reste du noyau
de l'étoile se contracte et se réchauffe encore. Les
dernières couches éloignées sont définitivement
repoussées par rayonnement, dans le vide interstellaire.
Nous assistons alors à la formation d'une nébuleuse planétaire
et nous pouvons, à l'aide de télescopes d'amateurs, l'observer.
L'exemple le plus frappant est sans doute la nébuleuse
M57 (ci-contre).
L'étoile possède au centre environ la même masse que le soleil,
concentrée dans un volume de la dimension de la terre !
Un seul centimètre cube a une masse de milliers de kg !
Un autre exemple est la nébuleuse M27
(à droite), bien visible par un petit télescope d'amateur.
Les naines blanches ont une température de l'ordre de 4 000
à 80 000 degrés Celcius. Avec le temps, elles perdent leur
énergie et finissent par devenir invisibles. Nous les appelons alors
naines noires.
Les novae
Le phénomène des novae se produit généralement dans un système double très rapproché dont l'une des étoiles est une naine blanche et l'autre une géante rouge. Le passage successif de la naine blanche près de la géante rouge détache de la matière, petit à petit. Cette matière, essentiellement de l'hydrogène, tombe vers la naine blanche. Dès qu'il y a suffisamment de matière autour de la naine blanche, il y a une immense explosion : la nova est donc formée. La luminosité de l'étoile peut alors augmenter de 100 000 fois.
Les supernovae
Les supernovae, quant à elles, sont des étoiles très
massives dont le coeur a littéralement explosé, les réactions
nucléaires ne pouvant plus entretenir l'immense pression gravitationnelle.
L'étoile s'effondre alors sur elle-même, finissant par provoquer une
violente explosion. Elle devient très brillante et, souvent, plus que sa
propre galaxie pour une période de quelques semaines à quelques
mois.
En l'an 1054, les Chinois ont observé
une supernova qui était visible même en plein jour. Aujourd'hui, le reste de
cette étoile est connu comme étant la nébuleuse du Crabe
(M1), visible dans la constellation du Taureau
(Ci-contre). Les supernovae forment des nébuleuses sans contour
défini et souvent déchiquetées. Un autre exemple est la
nébuleuse du Voile (NGC 6992)
qui se serait formée il y a quelques dizaines de milliers d'années.
Tout comme les novae, les supernovae peuvent se former dans les systèmes
binaires. Si la masse de la naine blanche se situe entre 1.2 et 1.5 fois la masse
solaire, celle-ci formera une supernova.
Les étoiles à neutrons et les pulsars
Si le reste d'une supernova possède une masse se situant entre 1.5 et 3 fois la masse solaire, elle peut alors former une étoile à neutrons. Comparativement aux naines blanches, les étoiles à neutrons sont beaucoup plus petites, soit environ entre 5 et 25 km. Une étoile à neutrons récente émet généralement de l'énergie dans le visible et dans le domaine des ondes radio, mais sa puissance diminue avec le temps et peut devenir de plus en plus difficile à observer. Ces étoiles émettent souvent leur énergie sous forme d'impulsions, d'où le nom de pulsar. Ce qui caractérise les pulsars, c'est leur rotation rapide. Ils peuvent tourner sur eux-mêmes des centaines de fois par seconde. On a observé le premier pulsar à la fin des années soixante. Aujourd'hui, un des pulsars les plus faciles à observer est celui situé dans la nébuleuse du Crabe.
Les trous noirs
Dans le cas extrême, si le reste de l'étoile est encore plus massif
(plus de 4 fois la masse solaire), nous avons affaire à l'un des plus
grands phénomènes d'astrophysique que l'homme n'ait imaginé
(et, à vrai dire, démontré !) : le trou noir.
Les trous noirs ont la particularité de ne pas émettre de lumière,
du moins en principe. Les équations mathématiques d'Einstein ont
démontré que, si un corps est suffisamment massif et comprimé,
la gravité devient telle que même la lumière ne peut s'en
échapper. Les lois physiques qui régissent un trou noir ne sont pas les
mêmes que celles que nous utilisons habituellement. Les effets relativistes se font
sentir dès que nous sommes trop près du trou noir. Par exemple, la
théorie nous indique qu'un trou noir peut s'effondrer sur lui-même à
l'infini.
En astrophysique, nous définissons deux termes pour l'étude
des trous noirs : la limite de Roche et la surface de Schwarzschild.
La région première du trou noir est connue comme étant
la limite de Roche. Elle représente l'endroit où la force
gravitationnelle devient moins forte que la force de marée. À
cette limite, un vaisseau spatial serait déchiqueté en mille
morceaux. Notons que la limite de Roche est aussi valide pour les
planètes : si un corps se rapproche de très près
d'une planète, il peut se briser en mille morceaux, comme la
célèbre comète Shomaker-Levy qui, en 1994, est
tombée sur Jupiter.
Plus près du trou noir, il y a la limite, ou la surface de Schwarzschild.
Cette surface représente la limite où la vitesse de libération
est égale à la vitesse de la lumière. À l'intérieur
de cette limite, plus rien ne sort. Même pas la lumière. Tout objet s'y
aventurant est entraîné dans la région de la singularité,
c'est-à-dire là où il y a une densité infinie contenue
dans une région infiniment petite !
Les observations de trou noir se font de manière indirecte, certaines
étoiles ayant des comportements étranges comme si un corps invisible
et plus massif perturbait leur trajectoire. Une des étoiles les plus connues
est Cygnus X-1, dans la constellation du Cygne. Nous savons aujourd'hui qu'elle
possède un compagnon obscur pouvant être un trou noir. Une autre
façon de détecter des trous noirs consiste à observer le
centre de certaines Galaxies qui contiennent de nombreuses veilles étoiles.
Les chances de trouver un candidat sont beaucoup plus élevées.
Si une étoile se rapproche trop près d'un trou noir, elle perd
de la matière. Cette matière forme alors un disque d'accrétion
qui à la particularité d'émettre une importante quantité
d'énergie sous forme de rayons X, et également sous forme d'ondes radio.
On peut observer les trous noirs avec des radiotélescopes commes ceux
situés à Penticton, en Colombie-Britannique.
Conclusion
Bien que les étoiles soient nombreuses dans notre le ciel, nous en connaissons fort peu sur elles. Plusieurs phénomènes restent à expliquer : les réactions nucléaires au coeur des étoiles sont encore mal comprises et les explosions de supernovae cachent encore de nombreux mystères. De nombreux astrophysiciens étudient notre Soleil et une foule de questions restent à résoudre : Pourquoi notre Soleil a un cycle de 22 ans ? Pourquoi est-ce qu'il y a si peu de neutrinos ? Etc.Quoi qu'il en soit, nous avons tout notre temps car,
le Soleil brillera encore 5 milliards d'années ! Les photos sont de l‘auteur:
Luc Bellavance