L’Evolution des Etoiles

Astrophysique : Notions et Mécanismes Evolutifs
mercredi 30 mai 2007
par  Antonio Rodriguez Pupo
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Nous traitons ici de l’évolution des étoiles et plus particulièrement du Soleil. Nous abordons également des notions inhérentes à ce sujet et indispensables pour le comprendre : Big-Bang, Nucléosynthèse, Diagramme de Hertzsprung-Russell, etc.


PLAN


Introduction

Les étoiles représentent la plus grande masse et donc la plus grande quantité de matière de l’univers. C’est aussi en elles que l’on trouve l’essentiel de l’énergie de l’univers, sans laquelle ce dernier serait intégralement sombre.

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La Pyramide de Kukúlcan
Située dans le célèbre site de Chichen Itzá au Mexique, ce monument de la civilisation Maya évoque admirablement l’attachement de cette civilisation à l’astronomie et plus particulièrement aux mouvements du Soleil. En effet lors des deux équinoxes on peut voir le dieu serpent Kukulcán "descendre les marches".
Source : internet-at-work

Véritables usines de production des éléments de l’univers mais aussi indispensables à la vie sur Terre, elles ont passionné les hommes de tout temps. Les anciennes civilisations (égyptiens, babyloniens, mayas, ...) leur ont toujours voué une grande fascination, voire un culte et amassaient déjà en leur temps de considérables connaissances les concernant.

L’énumération de tous les mythes, croyances et monuments inhérents au Soleil est bien trop vaste pour en traiter ici ; nous nous concentrerons donc sur l’aspect plus "scientifique" de ce dernier.


Questions posées


Rappel Théorique

Avant de traiter de l’évolution des étoiles, il convient au préalable de se rappeler quelques définitions et notions très basiques d’astrophysique et de cosmologie dont nous tenterons de relever les plus pertinentes. Ensuite de quoi nous serons en mesure de répondre aux questions.


- Le Big Bang

Le Big Bang est la théorie la plus communément admise par la communauté scientifique pour expliquer l’origine, du temps, de l’espace et de la matière dans l’univers. Il aurait eu lieu il y a environ 13-15 milliards d’années, soit l’age de l’univers aujourd’hui.

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Le scénario du Big Bang
Evolution et expansion de l’univers, des quarks et gluons aux amas de galaxies.
Source : Microsoft Encarta Collection 2004

Le premier à suggérer l’origine de l’univers telle une explosion fut le prêtre belge George Lemaître en 1927. Quelques années plus tard, Edwin Hubble découvrit que les galaxies s’éloignent à une vitesse proportionnelle à la distance les séparant les unes des autres (théorie de l’expansion de l’univers). Enfin en 1964 les astronomes et futurs prix Nobel Arno Penzias et Robert Wilson en donnèrent la plus forte confirmation avec la découverte du rayonnement de fond cosmologique.


- L’Astrochimie

"Branche de l’astronomie s’intéressant à la nature et à l’origine des éléments chimiques et des composés qui constituent l’Univers, ainsi qu’aux réactions chimiques pouvant avoir lieu dans l’espace intersidéral ou intergalactique.

Les astrochimistes ont principalement recours aux techniques de radioastronomie et de spectroscopie pour analyser la matière interstellaire, les étoiles et les galaxies. Une grande partie du travail théorique en cosmologie est consacrée à retracer la vie des éléments chimiques, depuis le Big Bang initial jusqu’à la mort des étoiles."

(Source : Microsoft® Encarta® 2007 [DVD]. Microsoft Corporation, 2006)


- Les éléments chimiques dans l’univers

Après l’apparition des particules élémentaires, des premiers nucléons puis des premiers atomes libérés par l’immense chaude boule de gaz qu’est le Big Bang (voir ci-dessus), les premiers amas de matière commencent à se former.

L’univers est encore aujourd’hui composé en très grande majorité des éléments les plus légers : Hydrogène et Hélium. Ces deux éléments, et plus particulièrement l’hydrogène, sont les deux principaux responsables des réactions de fusion thermonucléaire du Soleil.

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Eléments dans l’univers aujourd’hui
Ce graphique de l’institut nationale de physique nucléaire et de physique des particules (CNRS) nous montre l’abondance des éléments chimiques dans différents milieux, plus ou moins denses, de l’univers.
Source :IN2P3

Pour des statistiques plus détaillées quant à la composition chimique de l’univers, veuillez vous référer à l’article (en anglais) qui établit une liste des différentes molécules répertoriées à ce jour dans l’espace intergalactique


- Le diagramme de Hertzsprung-Russell

Il tire son nom deux scientifiques :

  • Le danois Ejnar Hertzsprung (1873-1967) est le premier à publier un graphe représentant sur un axe la luminosité stellaire et sur l’autre la température de surface de l’étoile.
  • L’américain Henry Norris Russell (1877-1957), directeur de l’observatoire de l’université de Princeton de 1912 à 1947.

Appelé aussi plus brièvement diagramme H.-R., il sert à la classification des étoiles en fonction de 2 paramètres :

  • en abscisses : la température de surface
  • en ordonnées : la magnitude absolue.

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Diagramme H.-R.
Ce diagramme H.-R. offre plus de détail que la moyenne de ceux que l’on trouve généralement dans la vulgarisation scientifique.
Les axes présentent leurs "correspondants" : La luminosité est associée à magnitude absolue ; la température de surface correspond au type spectral (O,B,A,F,G,K,M).
On perçoit aussi la couleur de l’étoile.
Source : Microsoft Encarta Collection 2004

On remarque une concentration proéminente allant de la partie supérieure gauche à la partie inférieure droite. Ceci correspond aux étoiles de la séquence principale, soit les 90% d’entre-elles, pour lesquelles il existe des descriptions relativement simples et schématiques de leur mécanisme évolutif, nous nous attarderons donc sur celles-ci exclusivement.


La Nucléosynthèse

Appelée aussi chaîne proton-proton, cette série de réactions thermonucléaires est la principale source d’énergie des étoiles à faible masse (dont fait partie le Soleil) et est à l’origine de la production de lumière et de chaleur en leur coeur.

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La Nucléosynthèse
Appelée aussi chaîne proton-proton. Nous en décrivons le processus ci-dessous.

"1.En premier lieu, il se produit une collision entre les protons, porteurs d’une charge positive. Cela ne peut se faire qu’à des températures très élevées, car les protons ont une charge électrique positive responsable d’une force de répulsion mutuelle importante, qu’ils ne peuvent vaincre que grâce à des vitesses très élevées. L’un des protons perd sa charge en émettant une particule légère chargée positivement, un positron (antiparticule de l’électron) et un neutrino (électriquement neutre et de masse quasi nulle). La particule neutre qui reste est un neutron et la combinaison de ce neutron et de l’autre proton forme un noyau de deutérium (ou hydrogène lourd).

2.Ensuite se produit une collision entre le noyau de deutérium et un autre proton. Le résultat d’une collision entre deux protons et un neutron est un noyau d’hélium-3, un isotope léger d’hélium. De l’énergie est encore dissipée sous la forme d’un photon de haute énergie.

3.Quand une collision se produit entre deux noyaux d’hélium-3, il en résulte deux protons et un noyau d’hélium-4, constitué de deux protons liés à deux neutrons. L’énergie emportée par les photons et les particules émises à chaque étape de ce processus maintient le noyau du Soleil à une température de plusieurs millions de degrés, ce qui permet d’entretenir la nucléosynthèse jusqu’à épuisement des réserves d’hydrogène."

Source : Microsoft Encarta Collection 2004


Le Cycle CNO

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Cycle CNO
Tout comme la nucléosynthèse dans les étoiles de faible masse, le cycle Carbonne-Azote-Oxygène correspond à la séquence de fusion thermonucléaire dans les étoiles massives.
Source : Wikipedia


La masse de Jeans

En hommage à son découvreur, le physicien britannique James Jeans (1877-1946), elle correspond à la masse minimale que doit avoir un nuage gazeux pour que se produise en son sein un effondrement gravitationnel à l’origine de la formation d’une protoétoile.

L’équation est la suivante :

$ M_{Jeans} = \frac{c_{son}^3}{G^{3/2} \rho^{1/2}} $

où équivalent,

$M$ la masse de Jeans
$c_{son}$ la vitesse du son
$G$ la constante de gravitation universelle
$\rho$ la masse volumique du gaz


La Pression Radiative

Pour un corps noir (voir Jargon), cette pression ne dépend
que de la variable température du milieu, le reste étant des constantes, selon la relation :

$ P = \frac{4}{3} \frac{\sigma}{c} T^4 $

où,

$P$ la pression radiative
$c$ la vitesse de la lumière dans le vide
$\sigma$ la constante de Stefan-Boltzmann
$T$ la température du milieu (seule variable de l’équation)


Le Soleil

Voici quelques données relatives au Soleil.

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Structure Interne du Soleil
Structure interne du Soleil d’aujourd’hui.
Les photons sont produits par fusion thermonucléaire au coeur de l’étoile (Core). Ce que nous voyons du Soleil n’est que la partie supérieure, la photosphère, les parties plus profondes étant trop denses et opaques pour laisser passer le rayonnement éléctromagnétique.
Source : NASA
Distance Terre-Soleil $ 1.496*10^{11} m $
Rayon $ 6.95*10^8=109.3*Rayon_{Terre} $
Masse $ 1.981*10^{30} kg=332946 Masse_{Terre} $
Masse Volumique Moyenne $ 1.41*10^3 \frac{kg}{m^3}=0.256*Masse Volumique_{Terre} $
Accélération de la Pesanteur $ 273.4 \frac{m}{s^2}=27.9*g_{Terre} $
Luminosité $ 3.85*10^{26} W $
Magnitude visuelle apparente $ -26.9 $
Magnitude visuelle absolue $ +4.79 $
Type Spectral $ G2 V $
Température effective (de surface) $ 5785 K $
Age $ 4.55*10^9 années $
Durée de vie totale (approximatif) $ 10^{10} années $


Jargon et Précision des Termes

TermeBref Descriptif
corps noir En physique, entité théorique maintenue à température constante, qui absorbe la totalité des rayonnements qu’elle reçoit.
étoiles de faible masse Dans la séquence principale, étoiles dont la masse initiale (à la "naissance") ne dépasse pas 1.4 fois la masse du Soleil.
étoiles massives Etoiles dont la masse est supérieure à 1.4 fois la masse du Soleil.
u.m.a Unités de Masse Atomique. La masse d’un élément lorsque sa quantité vaut 1 mole.

L’Evolution des étoiles

Dans l’univers les étoiles sont les principales sources d’énergie, stocks et agglomérations de matière à la fois. Leur évolution est indissociable de celle de la matière de l’univers et constitue l’un des terrains de recherche principaux des astrochimistes.

Il existe beaucoup de types d’étoiles ayant des cycles de vie parfois chaotiques, imprévisibles, apparemment inertes ou relativement stables. Ceci dépend directement de la masse de l’étoile. Ainsi plus une étoile est massive plus sa vie et mort seront courte et intense. Cette généralisation est possible pour les étoiles de la séquence principale.

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Schéma de l’évolution stellaire
Cette illustration résume les différents stades de vie d’une étoile avec leurs noms, variant principalement en fonction de la masse.
Source : Microsoft Encarta Collection 2004

Les étoiles sont de géantes boules de plasma (4ème état de la matière après l’état gazeux) qui produisent leur propre énergie grâce à des réactions de fusion thermonucléaire à très haute température.
Les détails évolutifs dépendent directement du type d’étoile en question.

Pour ne pas nous mélanger, nous procéderons suivant le schéma ci-dessus.


1. Naissance

Les étoiles naissent au sein d’énormes nuages de gaz et de poussière interstellaires, les nébuleuses. A l’échelle cosmique, ils tendent à se concentrer dans certaines régions de l’espace. Des turbulences se produisent, soit par l’explosion d’une étoile environnante, soit par le "contact" avec une autre nébuleuse.

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Nébuleuse de l’aigle
Combinaison d’images à l’aide du Spitzer Space Telescope de la NASA dans le domaine du visible (première image) et de l’infrarouge (deux dernières images).
L’image de gauche montre avec clarté beaucoup d’étoiles et de structures poussiéreuses. (visible)
Au milieu, le rendu permet de décerner une violente explosion de supernova au centre de la nébuleuse, ayant "rougi" la poussière environante.
A droite, on contraste les gaz ayant été chauffés par la supernova (en vert) et les autres parties moins chaude (rouge, bleu et violet).
Source : Images du JPL(NASA)

Grâce à cette perturbation, la poussière va peu à peu se concentrer par attraction gravitationnelle, augmentant du même coup la pression et la température. Cette température (macroscopiquement : énergie thermique) étant trop forte, elle se transforme en énergie cinétique (microscopiquement : au niveau atomique) et contre l’énergie potentielle de gravitation s’exerçant entre les gaz. Il faut donc qu’il y ait une quantité importante de matière au sein de la nébuleuse pour que naisse un "début" d’étoile.

Si tel est le cas (l’énergie potentielle de gravitation doit être supérieure à l’énergie cinétique induite par la température), le nuage va se contracter.
La masse nécessaire pour qu’ait lieu cet effondrement gravitationnel est appelé la masse de Jeans (voir Rappel Théorique).

Au cours de cette compression, l’énergie cinétique des atomes est telle qu’ils sont ionisés. Le coeur de la boule de gaz et de poussière va progressivement augmenter sa température ; on peut dire qu’il y a globalement transformation d’énergie potentielle de gravitation en énergie thermique. A ce stade il y a émission d’ondes radios, captables par les radioastronomes ; on appelle à présent l’astre une protoétoile.


2. Période de stabilisation

Dès que le coeur atteint l’incroyable température de 10 millions de degrés Celsius, s’enclenchent en son sein les premières réactions de fusion thermonucléaire ; la lumière jaillit, une étoile est née.

A ce stade d’équilibre hydrodynamique : l’énergie cinétique due à la pression des gaz et la pression radiative induite par les réactions thermonucléaires s’équilibrent avec l’énergie potentielle de gravitation des couches supérieures de l’étoile. Ceci empêche cette dernière de s’effondrer sur elle-même ou de se "surdilater".

Les réactions thermonucléaires sont de type fusion. Les conditions de température et de pression élevées étant remplies, les noyaux atomiques peuvent acquérir une énergie cinétique suffisante pour fusionner et former un noyau plus lourd. Dans le Soleil et les autres étoiles de faible masse, ce processus de fusion thermonucléaire (nucléosynthèse) consiste en la formation de noyaux d’hélium à partir de noyaux d’hydrogène (protons) : cette série de réactions thermonucléaires constitue la source principale d’énergie de l’étoile et est à l’origine de sa production de lumière et de chaleur. Ce processus se déroule tout le long de la période de vie "stable" de l’étoile, jusqu’à épuisement de l’hydrogène.

On sait que 4 atomes d’Hydrogène ont une masse supérieure à 1 atome d’hélium. En synthétisant un atome d’He à partir de 4 atomes d’H, on libère par conséquent de l’énergie à partir de matière, selon la plus célèbre équation en physique :

$ E=m c^2 $

dans ce cas précis, rigoureusement :

$ \Delta E=\Delta m c^2 $</math

où,

$\Delta E$ Energie libérée lors de la nucléosynthèse de 4 atomes d’Hydrogène en 1 atome d’Hélium.
$\Delta m$ Le $\Delta E$ exprime en fait la différence d’énergie inhérente à la différence de masse $\Delta m$ telle que : $ \Delta m=4 MasseAtomique_{Hydrogène}-1 MasseAtomique_{Hélium} $
c Vitesse de la lumière dans le vide (constante)

La nucléosynthèse produit 2000 milliards de joules par mole !


3. Dégénérescence et Mort

Après avoir épuisé leurs réserves d’hydrogène, les étoiles de faible masse (spécifiquement ici : inférieures à 6 masses solaires) ne pouvant plus effectuer la nucléosynthèse, doivent se rabattre sur l’hélium. Une fois l’hélium épuisé, elles continuent avec des éléments de plus en plus lourds... jusqu’au fer (u.m.a. = 56)

Une fois l’hydrogène épuisée, le noyau se contracte sous l’effet de la gravitation (l’énergie radiative étant alors insuffisante pour y palier). Ceci entraîne une hausse considérable de la température. Suite à quoi l’hélium se substitue à l’hydrogène pour se transformer en carbone, puis le carbone en éléments plus lourds, etc. On assiste à une réorganisation structurelle constante de l’astre.

Les masses en jeu sont alors bien plus importantes, tout comme l’énergie qui y est associée. L’étoile va à chaque "switch" (des éléments, de plus en plus lourds, entrant en jeu dans les réaction de fusion thermonucléaire) se dilater progressivement pour former ce que l’on appelle une géante rouge.

Dans le cas du Soleil, elle sera plus froide qu’aujourd’hui à sa surface mais 10’000 fois plus brillante. L’hélium brûlera en son coeur en seulement 0.5 milliards d’années, provoquant une dilatation qui étendra son rayon au-delà de l’orbite de la Terre.

La masse du Soleil (étoile de faible masse) est insuffisante pour que sa fin entraîne un cycle de combustions nucléaires d’éléments plus lourds que l’hélium ou une explosion cataclysmique (cas des étoiles massives — Supernovae).

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Les Naines Blanches
Source : Encyclopédie de l’Espace et de l’Univers, Larousse 1997

Par conséquent, une fois l’hélium épuisé, après le stade de géante rouge, il n’y aura plus de réactions de fusion. Le noyau résiduel s’effondrera et formera une naine blanche. Il se refroidira peu à peu, en brillant de moins en moins, pendant plusieurs milliards d’années, jusqu’à s’éteindre (naine noire).


Réponses aux Questions Posées

Maintenant que nous avons expliqué les fondements théoriques en détail, nous pouvons répondre brièvement aux questions posées :


Comment le soleil va-t-il évoluer ?

En Bref
Il aura épuisé son hydrogène et se dilatera en géante rouge, d’ici 4.6 milliards d’années, "consumant au passage" la moitié des planètes de son système ; mais en fait annihilant toute vie, dans le cas de la terre, bien avant le "contact", par l’énorme augmentation d’énergie radiative (le soleil "brillera trop" pour que la vie soit encore possible).

En détail
Le mieux est de lire tout l’article. Si non vous pouvez aussi lire l’évolution des étoiles.
Si vous sous-entendez une évolution entre aujourd’hui et sa mort, lisez la partie 3. Dégénérescence et Mort


Comment le sait-on ?

Plusieurs preuves sont à notre disposition. A commencer par l’histoire de l’astronomie et astrophysique, toutes nos connaissances d’aujourd’hui en physique et astrophysique, mais aussi la théorie du Big-Bang ou encore le diagramme de Hertzsprung-Russell. Sans oublier $ E=m c^2 $ qui nous permet de calculer et donc de prévoir les années d’existence du Soleil.

Les preuves ne sont pas exclusivement théoriques. Par exemple la spectroscopie nous informe des différents éléments présents dans les étoiles. Nous avons aussi l’astronomie, l’observation de toutes les autres étoiles de l’univers qui viennent corroborer nos connaissances.

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Images prises par le Télescope Spatial SOHO
Le téléscope spatial SOHO est un projet où collaborent la NASA et l’ESA. Grace à SOHO, l’étude du Soleil atteint un point jamais égalé à ce jour. On peut connaître en temps quasi-réel l’héliosismologie voire même la "météo spatiale".
On peut voir ici différentes photos de différentes longueurs d’ondes.
Sources : NASA et ESA

Parce que le Soleil est notre étoile la plus proche, c’est aussi la plus étudiée et sur laquelle nos mesures sont les plus exactes.


Qu’est-ce qu’un diagramme de Hertzsprung-Russel ?

En Bref
Le diagramme H.-R. est une représentation graphique destinée à la classification des étoiles selon la valeur de deux paramètres stellaires : la magnitude absolue, portée en ordonnée, et le type spectral, porté en abscisse.

En détail
Voir plus haut : cliquez ici.


À quoi sert-il ?

Réponse déjà incluse dans Qu’est-ce qu’un diagramme de Hertzsprung-Russel ? et ici.


Conclusion

Les étoiles, à différents stades de leurs évolutions, sont indubitablement les astres les plus imposants de l’univers, leur vie peut s’avérer douce ou intense, chaotique ou schématique.
Elles ont de tous temps fasciné les "poussières d’étoiles" que sont les hommes. Quoi qu’il en soit, sans les étoiles, il n’y aurait sans doute jamais eu d’éléments (chimiques). Sans le Soleil, il n’y aurait pas eu de Terre, sans ses rayons il n’y aurait pas eu la vie.



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