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Le ciel à découvert

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Jean Audouze

Deuxième partie. Les étoiles et le milieu interstellaire

7. L’évolution des étoiles

Jean-Paul Zahn

Texte intégral

1Les étoiles sont l’un des constituants principaux de l’Univers, même si l’on sait aujourd’hui que la matière baryonique dont elles sont composées est minoritaire comparée à l’hypothétique matière noire. Elles jouent un rôle crucial en fournissant de l’énergie à leur environnement, planètes et milieu interstellaire, et en synthétisant de nombreux éléments chimiques qui n’étaient pas présents à l’origine, lors du Big Bang. Sans étoiles, il n’y aurait pas de vie, et pas d’intelligence pour percer les mystères de l’Univers…

2Longtemps on a cru que les étoiles étaient de simples points brillants fixés sur la sphère céleste, au contraire des planètes dont les pérégrinations sont facilement décelables. Mais au début du XIXe siècle on découvrit que les étoiles se déplaçaient elles aussi, de façon infime toutefois, au plus une fraction de seconde d’angle par an. Leur trajectoire se compose d’un mouvement rectiligne (appelé mouvement propre) auquel se superpose une ondulation périodique qui est due à un effet de parallaxe, causé par le mouvement de la Terre autour du Soleil. Friedrich Bessel fut le premier à exploiter cet effet pour mesurer en 1838 la distance d’une étoile proche ; on connaît à présent plus de cent mille de ces distances stellaires, grâce en particulier au satellite Hipparcos.

3Retombée importante de ces mesures, il devenait possible de déduire la luminosité réelle des étoiles de leur éclat apparent, lequel varie comme l’inverse du carré de la distance. Cela permit de les comparer au Soleil ; on constata ainsi que les étoiles étaient en réalité aussi lumineuses que le Soleil, certaines moins, d’autres davantage. Il était donc logique de conclure que le Soleil était une étoile comme les autres, et que les étoiles étaient autant de soleils. D’un point de vue conceptuel, une étape importante était franchie, car le Soleil n’apparaissait plus comme un astre exceptionnel.

Comment caractériser les étoiles

4Ce n’est donc pas un hasard si à la même époque on commença à s’intéresser aux étoiles en tant qu’objets physiques, en utilisant l’analyse spectrale de la lumière qu’elles émettent, technique que Fraunhofer avait appliquée avec succès au Soleil. En comparant leurs spectres avec ceux réalisés au laboratoire, on découvrit qu’elles contenaient, tout comme le Soleil, des éléments bien connus sur Terre tels que le fer, le titane, le manganèse, l’hydrogène, etc. Un autre élément, présent lui aussi dans le spectre solaire, ne fut identifié que bien plus tard, et on l’appela hélium.

5Mais il fallut attendre près d’un siècle pour parvenir, grâce aux progrès de la physique statistique, à déduire de ces spectres la température, la pression et la composition chimique des atmosphères stellaires, et pour constater que l’hydrogène et l’hélium étaient en général les éléments les plus abondants. Par exemple, dans l’atmosphère solaire hydrogène et hélium représentent respectivement 74 % et 24 % de la masse, les éléments plus lourds totalisant ensemble moins de 2 % (dans l’ordre oxygène, carbone, fer, azote, etc.). La plupart des étoiles montraient des compositions très semblables, confirmant ainsi leur étroite parenté avec le Soleil. Avec les informations dont on disposait, et en supposant que le Soleil tout entier avait cette composition et était à l’état gazeux comme son atmosphère, on a pu estimer que sa température centrale devait être de l’ordre de 15 millions de degrés.

6Entre temps on avait également appris à évaluer la masse des étoiles, lorsqu’elles sont associées par paires comme c’est fréquemment le cas, en appliquant les lois de Kepler interprétées par Newton. Enfin, on sait depuis quelques années mesurer la dimension des étoiles les plus proches, grâce à l’interférométrie.

7Comment exploiter cette mine d’information ? Dans les années 1910, Hertzsprung et Russell eurent l’idée de porter sur un graphe, en ordonnées, la magnitude absolue des étoiles, c’est-à-dire leur éclat réel corrigé de l’effet de distance, et en abscisses leur indice de couleur, soit la différence de magnitude entre le bleu et le « visible » (ou jaune). L’indice de couleur B-V diminue avec la température de surface : plus une étoile est chaude et plus elle est bleue, plus elle est froide et plus elle est rouge. Le diagramme Hertzsprung-Russel (HR, comme on a coutume de le désigner) est représenté sur la figure 1, dans une version moderne : il est fondé sur les étoiles dont la distance a été mesurée par le satellite Hipparcos, spécialement conçu dans ce but par l’Agence Spatiale Européenne. Ce satellite était équipé d’un photomètre à deux couleurs, et il fournissait donc également l’indice de couleur.

8Il saute aux yeux que les étoiles (on devrait dire leurs points figuratifs) occupent des régions bien délimitées dans ce diagramme. Pour la plupart elles se regroupent dans une bande où la luminosité augmente avec la température : on appelle cette région la Séquence principale, dont le Soleil fait partie. D’autres étoiles sont situées au-dessus de cette séquence, et leur luminosité plus élevée, à température égale, indique qu’elles ont une surface émettrice bien plus grande : ce sont les géantes. Enfin quelques autres, trop faibles pour être observées par Hipparcos, se placent nettement au-dessous de la séquence principale : ce sont les naines blanches, dont la taille est comparable à celle de la Terre.

Fig. 1 – Diagramme Herzsprung-Russel construit à partir du catalogue du satellite Hipparcos. Construit par l’Agence spatiale européenne, le satellite Hipparcos opéra entre août 1989 et août 1993 et détermina la parallaxe, et donc la distance, de 120 000 étoiles. Il avait à son bord un photomètre qui mesurait la magnitude de 2,5 millions d’étoiles dans deux bandes spectrales, permettant d’en déduire leur luminosité et leur température effective. Sont présentées ici les étoiles (près de 5 000) dont la distance et l’indice de couleur B-V ont été obtenues avec la plus grande précision. Les données concernant les naines blanches (en bas à gauche) proviennent d’une autre source, le catalogue de Gliese, qui rassemble les étoiles les plus proches, jusqu’à 25 parsecs (environ 80 années-lumière). (ESA)

9Comment interpréter ce diagramme HR ? Les étoiles doivent certainement s’y déplacer au cours de leur vie, parce qu’elles rayonnent de l’énergie, ce qui devrait modifier leur structure, et donc leur température et leur luminosité. Il est donc logique de se poser la question : d’où provient cette énergie ?

La source d’énergie

10Lorsqu’on commença à débattre sérieusement de ce problème, au XIXe siècle, les seules sources d’énergie connues étaient la combustion et l’échauffement qui accompagne la contraction d’un gaz. Kelvin et Helmholtz montrèrent qu’en se contractant sous son propre poids, et en transformant ainsi de l’énergie gravitationnelle en chaleur, le Soleil pourrait en effet survivre environ 30 millions d’années. Or cette durée de vie était très inférieure aux estimations des géologues : d’après eux la Terre devait avoir au moins plusieurs centaines de millions d’années, et probablement davantage. La combustion – par exemple de l’hydrogène – se révélait insuffisante, elle aussi.

11Le problème ne fut résolu que dans les années 1920, lorsqu’on comprit que l’énergie rayonnée par le Soleil et les étoiles devait être d’origine nucléaire. En effet, on avait constaté que le noyau d’hélium a une masse légèrement inférieure à celle de quatre noyaux d’hydrogène. Donc si l’hydrogène se transforme en hélium, la masse perdue, soit 0,7 %, est libérée en énergie, en vertu du fameux principe d’équivalence énoncé par Einstein (E = mc2). Ainsi, en supposant que le Soleil ne consomme que 10 % de son hydrogène, une proportion qui est confirmée par les modèles d’aujourd’hui, on calcule aisément qu’il peut se maintenir dans son état actuel pendant 10 milliards d’années. Et on ne tarda guère à trouver comment s’effectue cette fusion de l’hydrogène en hélium.

12L’énergie nucléaire est libérée dans les régions les plus profondes des étoiles, où la température et la densité atteignent leur maximum. Dans le Soleil, la chaîne de réactions qui conduit de l’hydrogène à l’hélium commence par la fusion entre deux noyaux d’hydrogène – ou protons. Pour réaliser cette fusion, ces protons doivent vaincre leur répulsion électrique, ce qu’ils réussissent grâce à l’effet tunnel découvert par George Gamow, car l’agitation thermique seule n’y parviendrait pas. Cette réaction produit un noyau d’hydrogène lourd, composé d’un proton et d’un neutron, qui se combine aussitôt avec un autre proton pour donner un noyau d’hélium 3, l’isotope léger de l’hélium (2 protons et 1 neutron). Plusieurs possibilités se présentent alors pour achever de fabriquer l’hélium 4 : elles sont décrites dans la figure 2. Celle-ci montre également comment la fusion de l’hydrogène s’accomplit dans une étoile massive, où la température centrale est plus élevée : dans le cycle CNO, le carbone, l’azote et l’oxygène jouent le rôle de catalyseurs, ce qui suppose que ces éléments existent déjà dans l’étoile.

Fig. 2 – Fusion de l’hydrogène (1H) en hélium (4He). A gauche, la chaîne proton-proton, principale source d’énergie dans les étoiles de type solaire. Elle débute par la fusion de deux noyaux d’hydrogène (ou protons) en un noyau de deutérium (2H), se poursuit par la greffe d’un autre proton pour donner l’isotope 3 de l’hélium (3He), et de là elle se divise en plusieurs branches. A droite, le cycle CNO qui domine dans les étoiles massives ; le carbone, l’azote et l’oxygène interviennent comme des catalyseurs et sont régénérés au bout du cycle. Certaines réactions produisent des neutrinos électroniques (νe) et des électrons positifs (e+), d’autres émettent des photons très énergétiques (rayons γ)

13Lorsque l’hydrogène est épuisé, et que la température est suffisamment élevée, 3 noyaux d’hélium peuvent à leur tour fusionner pour se transformer en carbone ; toutefois le rendement énergétique de cette réaction, appelée triple alpha, n’est que de 0,07 %. Puis le carbone peut fusionner avec l’hélium pour former de l’oxygène, et ainsi de suite, avec un rendement qui va en diminuant. Cette réaction triple alpha joue donc un rôle crucial, car c’est grâce à elle que sont synthétisés les éléments chimiques qui n’ont pas été formés lors du Big Bang. Sans elle, l’Univers serait composé seulement d’hydrogène, d’hélium (et leurs isotopes) ainsi que du lithium 7, et il est douteux qu’une forme de vie ait plus apparaître, même très différente de la nôtre.

14L’énergie libérée par les réactions nucléaires doit traverser toute l’étoile avant d’être rayonnée dans l’espace. Elle est transportée soit par les photons lorsque le milieu est suffisamment transparent, soit par des mouvements convectifs si le débit d’énergie est trop fort ou si le gradient de température dépasse un certain seuil. Ainsi le Soleil possède une zone convective qui occupe le tiers supérieur de l’astre et contient 2 % de sa masse. C’est elle qui est responsable des taches, éruptions et autres phénomènes d’activité qui se manifestent sur le Soleil, et qui sont décrits dans le chapitre 1. Les étoiles massives, par contre, ont un cœur convectif, et leur partie externe est radiative.

Modéliser l’étoile

15Même dans les parties les plus transparentes des intérieurs stellaires, les photons ne parcourent qu’une toute petite distance, de l’ordre du millimètre, avant d’être absorbés, puis réémis, puis réabsorbés, et ainsi de suite, ce qui assure un couplage étroit entre la matière et le rayonnement, qualifié d’équilibre thermodynamique. C’est grâce à cet équilibre que l’étoile peut opposer une force de pression à la force de pesanteur, qui sinon la ferait s’effondrer sur elle-même. L’équilibre ainsi réalisé est stable, car si l’étoile venait à se contracter, elle s’échaufferait, donc les réactions nucléaires produiraient davantage d’énergie, ce qui aurait comme effet de dilater l’étoile, et donc de compenser la contraction initiale.

16Ces équilibres subtils, d’une part entre la pression et la gravité, d’autre part entre l’énergie produite à l’intérieur et celle rayonnée à l’extérieur, se traduisent par quatre équations différentielles que l’on complète par les données physiques nécessaires : en effet il faut spécifier comment la pression, le taux de production d’énergie nucléaire et le coefficient d’absorption varient avec la densité, la température et la composition chimique. Le système d’équations ainsi obtenu se résout facilement avec l’ordinateur, et on obtient un modèle d’étoile. Pour une masse donnée, la solution fournit alors le rayon et la luminosité, d’où l’on peut déduire la température effective et placer ainsi le modèle dans le diagramme HR (dans sa version température-luminosité).

Fig. 3 – Une pépinière d’étoiles dans la nébuleuse d’Orion, prise par la caméra infrarouge du télescope spatial Hubble. Les quatre étoiles les plus brillantes sont celles du Trapèze d’Orion ; elles ont des masses comprises entre 20 et 40 masses solaires. Elles émettent un flux ultraviolet intense et un vent très puissant qui ont creusé une cavité s’ouvrant à l’extérieur, grâce à laquelle nous pouvons observer plusieurs centaines d’étoiles nettement moins brillantes et de masse de l’ordre de celle du Soleil, que l’on appelle des T Tauri. (K. Luhman, NASA)

17En réalité, pour construire un tel modèle il est nécessaire de connaître la composition chimique à chaque profondeur, car c’est elle qui détermine l’opacité et le débit d’énergie. Or cette composition évolue au cours du temps, principalement à cause des réactions nucléaires, mais aussi parce que les éléments plus lourds que l’hydrogène migrent vers l’intérieur. Par conséquent, il faut démarrer la série de modèles retraçant la vie de l’étoile – ce qu’on appelle une séquence évolutive – par un modèle initial dont on spécifie la composition. Dans l’idéal, on devrait partir de l’étoile très jeune, donc homogène, avant que ne s’amorcent les réactions nucléaires. Mais dans la pratique on suppose souvent que la fusion de l’hydrogène a déjà atteint son équilibre ; les modèles initiaux construits de la sorte, en faisant varier la masse, se situent alors sur ce qu’on appelle la séquence principale d’âge zéro (ou ZAMS, en anglais).

18On peut prédire ainsi comment l’étoile va évoluer au cours du temps, et comparer les modèles aux données d’observation. Cette comparaison permet de valider les modèles, et de les améliorer si nécessaire. Par exemple, un des points faibles de la modélisation des intérieurs stellaires est le traitement de la convection : une grande incertitude continue à régner sur la distance que les éléments turbulents franchissent avant de se dissoudre (ce qu’on appelle la longueur de mélange). Dans le cas du Soleil, on contourne la difficulté en faisant coïncider avec les valeurs observées le rayon et la luminosité prédits par le modèle pour l’âge du Système solaire, qui est déterminé par la datation radiochimique des météorites ; faute de mieux, on applique cette calibration aux autres étoiles de type solaire.

19Grâce à ces modèles, nous allons examiner comment se déroule la vie des étoiles. Mais auparavant, voyons comment elles se forment.

La formation des étoiles

20La modélisation de ce premier stade de l’évolution stellaire est encore assez rudimentaire, et ce que nous savons de la formation des étoiles a été glané principalement par l’observation fouillée du milieu interstellaire, dans notre Galaxie. Les étoiles naissent dans les nuages moléculaires, qui sont composés de molécules comme leur nom l’indique, mais aussi de poussières ; ils constituent la partie la plus froide et la plus dense de ce milieu interstellaire. Ces nuages sont localisés au voisinage du plan galactique ; ils sont suffisamment denses et opaques pour que la lumière émise par les étoiles n’y pénètre pas et ne puisse pas les chauffer. Pour les sonder, il faut donc recourir à la radioastronomie centimétrique et millimétrique, ce qui a permis d’en tracer les contours et d’y découvrir plus d’une centaine de molécules. L’hydrogène moléculaire y est majoritaire, bien que difficile à déceler, mais il est étroitement associé à l’oxyde de carbone CO, que l’on observe beaucoup plus aisément.

21Les nuages moléculaires géants ont une masse qui peut atteindre le million de masses solaires, et ils sont à l’origine des amas stellaires. Leur structure est très inhomogène, et la densité y varie sur plusieurs ordres de grandeur. Enfin, ils sont animés de mouvements turbulents, qui leur évitent de s’effondrer sous leur propre poids. Cet effondrement a pourtant lieu à une échelle plus petite, dans les parties les plus denses et les plus froides, et il va produire ce qu’on appelle des protoétoiles.

22Comme exemple d’un tel nuage moléculaire, la figure 3 montre la fameuse nébuleuse d’Orion, prise par le télescope spatial Hubble au moyen d’une caméra infrarouge. Les quatre étoiles les plus brillantes sont celles du Trapèze d’Orion ; elles ont des masses comprises entre 20 et 40 masses solaires. Le flux ultraviolet intense et le vent très puissant qu’elles émettent ont creusé une cavité s’ouvrant à l’extérieur, grâce à laquelle nous pouvons observer cette pépinière d’étoiles.

23On y a découvert plusieurs centaines d’étoiles nettement moins brillantes et de masse plus faible, de l’ordre de celle du Soleil, que l’on appelle des T Tauri, du nom de la première de ce type qui a été étudiée en détail. Ces jeunes soleils sont présents également dans les nuages moléculaires moins massifs, alors que ceux-ci n’ont pas réussi à former des étoiles massives, pour une raison encore mal connue.

24Le diagnostic spectroscopique et l’interférométrie millimétrique ont permis de classer les étoiles en formation en plusieurs phases consécutives. La protoétoile débute sa contraction entourée d’une enveloppe massive et quasi sphérique de gaz et de poussières, observable dans domaine millimétrique. Déjà à ce stade, elle doit être pourvue d’un disque enfoui, comme le laisse deviner la présence de deux jets symétriques se propageant à une vitesse de l’ordre d’une centaine de kilomètres par seconde, sur une distance considérable, souvent un dixième d’année-lumière. Puis l’enveloppe se disperse graduellement, dévoilant le disque qui à son tour va disparaître petit à petit, par évaporation et par accrétion sur l’étoile. C’est dans ce disque protostellaire que se forment les planètes.

Fig. 4 – Séquences évolutives dans le diagramme Luminosité-Température de deux étoiles, respectivement d’une masse solaire et de 5 masses solaires, calculées par Lionel Siess, avec le code STAREVOL. Composition initiale : hydrogène 74 %, hélium 24 %, autres éléments 2 %. La contraction vers la série principale est indiquée en pointillé, la phase de combustion centrale de l’hydrogène sur la série principale par une courte ligne continue, et les phases ultérieures (RGB puis AGB) par des tirets. (L. Siess, avec le code STAREVOL)

L’évolution du Soleil

25L’étoile commence à être observable lorsqu’elle cesse d’être obscurcie par le gaz et les poussières qui l’entouraient. Elle est entièrement convective, et elle se contracte sous son propre poids, transformant son énergie gravitationnelle en chaleur qui est rayonnée dans l’espace. Dans le diagramme HR, l’étoile se manifeste alors dans la région des géantes rouges et sa luminosité diminue rapidement, pendant que sa température effective augmente légèrement. La figure 4 illustre le comportement de deux étoiles de masse différente ; nous nous intéresserons d’abord à l’étoile d’une masse solaire.

26Elle descend ce que l’on appelle la ligne de Hayashi, du nom de l’astronome japonais qui a démontré qu’il ne pouvait pas exister d’étoile à droite de cette ligne. En même temps, sa température interne augmente, car elle varie comme l’inverse du rayon, et par conséquent la matière devient de moins en moins opaque, jusqu’à l’apparition d’un cœur radiatif. Dans le diagramme HR, l’étoile amorce un coude : le cœur radiatif prend de plus en plus d’extension et sa température continue à croître. La contraction de l’étoile s’arrête lorsque la température centrale atteint le seuil de déclenchement de la fusion de l’hydrogène, et que l’énergie est désormais fournie par les réactions nucléaires : l’étoile se trouve alors sur la ZAMS, la séquence principale d’âge zéro. Cette phase de contraction est relativement brève : pour le Soleil, elle a duré 25 millions d’années.

27L’étoile entre ensuite dans la phase la plus longue de son existence, durant laquelle elle va puiser son énergie dans la transformation de l’hydrogène en hélium, par la chaîne proton-proton décrite plus haut. Avec ses 4,56 milliards d’années, le Soleil se trouve à peu près à mi-chemin dans cette phase. Il possède une épaisse zone convective externe, qui occupe un tiers du rayon ; celle-ci est due au fait que les constituants principaux, hydrogène et hélium, ne sont que partiellement ionisés près de la surface, et pour cette raison absorbent très efficacement la lumière. Durant cette phase de fusion centrale de l’hydrogène, la luminosité double et le rayon augmente de 30 % ; l’étoile se déplace donc relativement peu dans le diagramme HR, ce qui explique pourquoi la Séquence principale se manifeste comme une bande relativement étroite.

Les phases avancées

28Lorsque l’hydrogène est épuisé au centre du Soleil, au bout d’une dizaine de milliards d’années, le cœur se contracte pour fournir l’énergie qui est rayonnée à la surface. Paradoxalement l’enveloppe se dilate, elle se refroidit et devient convective : l’étoile quitte la série principale pour se diriger vers la branche des géantes rouges. Elle est alors composée d’un cœur d’hélium, lui-même entouré d’une enveloppe riche en hydrogène, dont la base devient suffisamment chaude pour permettre à son tour la combustion de cet élément, cette fois par le cycle CNO. La réaction a lieu dans une mince couche qui se déplace vers l’extérieur au fur et à mesure que le combustible s’épuise ; l’énergie qu’elle fournit pousse l’étoile à se dilater de plus en plus, et à parcourir ainsi la branche des géantes dans le diagramme HR. Pour le Soleil, cette phase RGB (pour « red giant branch ») va durer environ 1 milliard d’années. En même temps, la zone convective progresse vers l’intérieur, au point d’englober partiellement des couches qui ont connu la combustion de l’hydrogène. Ce « dragage » a pour effet de transporter à la surface des éléments synthétisés dans le cœur, qui deviennent alors observables.

  • 1 La matière est dite « dégénérée », à forte densité, lorsque les électrons cessent de se comporter (...)

29Ce qui arrête enfin la dilatation de l’étoile, c’est l’amorçage de la combustion de l’hélium, par la réaction triple alpha, lorsque la température centrale atteint environ 100 millions de degrés. Cette réaction triple alpha que nous avons décrite plus haut se produit de manière explosive (on l’appelle flash de l’hélium, emprunté à l’anglais), car la matière s’est contractée au point de devenir dégénérée1. Comme sa pression ne dépend plus de la température, le mécanisme régulateur que nous avons décrit plus haut ne fonctionne plus, car le milieu ne peut pas se dilater lorsqu’il s’échauffe ; la combustion de l’hélium s’emballe, et une énorme quantité d’énergie est libérée en quelques secondes dans l’intérieur profond de l’étoile. Mais le phénomène reste très localisé, et à l’extérieur rien ne sera perceptible de cette déflagration. La température augmente rapidement dans le cœur de l’étoile, ce qui finit par lever la dégénérescence ; après quelques autres flashes moins intenses, la combustion de l’hélium se poursuit à un rythme beaucoup plus calme. Le zone convective régresse, et l’étoile descend la branche des géantes.

30Le même scénario se répète lorsque l’hélium est épuisé au centre, et que sa combustion se poursuit en couche mince à la périphérie d’un cœur composé alors de carbone et d’oxygène : la zone convective s’épaissit à nouveau et l’étoile redevient géante, en faisant cette fois-ci l’ascension de ce qu’on appelle la branche asymptotique (AGB pour « asymptotic giant branch »). Comme on peut le voir sur la figure 4, cette branche est pratiquement confondue avec celle des géantes, soulignant le rôle de la ligne limite de Hayashi. Ces excursions dans le domaine des géantes (phase RGB puis AGB) s’accompagnent d’une importante perte de masse, car la pesanteur est considérablement réduite dans les couches extérieures fortement dilatées (elle varie comme l’inverse du carré du rayon). Cette perte de masse est observée dans de nombreuses géantes, et elle peut être importante ; on doit donc la prendre en compte dans le calcul des modèles, bien qu’elle soit difficile à estimer avec précision, faute d’une prescription théorique vraiment fiable. C’est pour cela que l’on ne sait toujours pas quelle taille maximum le Soleil va atteindre, et s’il engloutira ou non la planète Vénus. La Terre sera sauve – mais elle aura été rendue inhospitalière depuis bien longtemps, par un Soleil certes moins chaud qu’aujourd’hui, mais qui couvrira une grande partie du ciel !

31Les modèles prédisent que l’intérieur de l’étoile connaît plusieurs soubresauts durant la phase AGB, provoquée par de fortes élévations de température dans la mince coquille de combustion de l’hélium. D’autres éléments chimiques sont formés à partir du carbone et de l’hélium : l’oxygène surtout, mais aussi le néon, le magnésium, le silicium. D’autres éléments, minoritaires, sont engendrés par les « cendres » du cycle CNO. L’enveloppe finira par être éjectée sous l’action d’un « surpervent » ; elle sera observable pendant quelque temps encore comme nébuleuse planétaire, car elle sera irradiée par l’intense flux ultraviolet émis par ce qui reste de l’étoile, c’est-à-dire son cœur dégénéré composé essentiellement de carbone et d’oxygène. Les nébuleuses planétaires sont des objets bien connus : certaines ont été répertoriées dans le fameux catalogue de Messier, qui date de la fin du XVIIIe siècle. Elles se présentent souvent comme un disque (d’où leur nom) mais elles peuvent prendre des formes beaucoup plus complexes, qui témoignent de l’anisotropie du vent qui les a créées ; on en trouvera un bel exemple dans la figure 5.

Fig. 5 – Nébuleuse planétaire NGC 6543, appelée familièrement « œil-de-chat ». L’étoile centrale, qui a une masse comparable à celle du Soleil, arrive en fin de vie. Elle est réduite à son cœur compact et dégénéré, composé de carbone et d’oxygène, et elle irradie l’enveloppe qu’elle a éjectée auparavant. Le composite présenté ici combine une image qui a été prise dans le visible par le télescope spatial Hubble (NASA/ESA) et une autre, en rayons X, qui provient du satellite Chandra. (NASA)

32Ensuite, après l’extinction des réactions nucléaires, l’étoile se refroidira graduellement et deviendra une naine blanche ; astre mort, elle ne participera plus à la vie de la Galaxie. Les naines blanches ont cette propriété curieuse que plus leur masse est élevée et plus leur rayon est petit. Il tend même vers zéro lorsque la masse approche la limite dite de Chandrasekhar, soit 1,44 masse solaire pour une naine blanche composée d’hélium ou de carbone et oxygène. Lorsqu’il atteindra ce stade, dans 5 ou 6 milliards d’années, le Soleil aura un rayon 100 fois plus petit que celui du Soleil, soit à peu près le rayon de la Terre, et sa densité sera d’une tonne par centimètre cube.

La vie d’une étoile massive

33Les premières phases de l’évolution d’une étoile massive diffèrent peu de celles du Soleil. Toutefois lorsque l’étoile apparaît dans le diagramme HR, son cœur est déjà radiatif, et le trajet vertical sur la ligne de Hayashi en est raccourci, comme on peut le voir sur la figure 2, et même supprimé au-dessus de 8 masses solaires. Sur la série principale, la fusion s’opère par le cycle CNO, dont le rendement augmente très vite avec la température ; pour cette raison la production d’énergie est confinée tout près du centre et elle ne peut être évacuée par le seul rayonnement. Par contre, les zones convectives superficielles dues à l’hydrogène et à l’hélium sont ici très minces, lorsqu’elles subsistent, et elles jouent un rôle négligeable dans la structure de l’étoile. La luminosité de l’étoile massive est plus élevée que celle du Soleil ; c’est pourquoi elle passe moins de temps sur la Séquence principale (10 millions d’années seulement pour une étoile de 10 masses solaires).

34Cette forte luminosité provoque une perte de masse sous la forme d’un vent dit radiatif, car les photons, lorsqu’ils sont absorbés, peuvent accélérer les couches atmosphériques jusqu’à leur faire dépasser la vitesse de libération. La perte de matière est très importante (elle peut atteindre la moitié de la masse de l’étoile), mais elle reste pour le moment difficile à modéliser, ce qui constitue l’un des points faibles de la théorie de l’évolution stellaire.

35Ensuite l’étoile massive va suivre le même scénario que le Soleil, avec toutefois deux différences notables. La première, sans grande conséquence, est qu’elle évite le flash de l’hélium, car la température interne est tellement élevée que la matière reste non dégénérée. La seconde est que les réactions nucléaires ne s’arrêtent pas à la combustion de l’hélium, mais se poursuivent pour produire des éléments de plus en plus lourds, jusqu’au fer. L’étoile massive ne termine pas son évolution au stade de naine blanche, car elle dépasse la masse limite de Chandrasekhar, mais elle finira comme étoile à neutrons, ou de manière plus spectaculaire dans une explosion de supernova. Nous n’en dirons pas plus ici, laissant au chapitre 9 la description des phases ultimes.

  • 2 Une étoile à neutrons est un astre compact composé de neutrons seulement, sauf tout près de sa sur (...)

36Notons également que dans ce qui précède nous avons supposé que rien ne s’opposait à ce que l’étoile se dilate sans aucune contrainte, ce qui n’est pas le cas des étoiles doubles, dont l’expansion peut provoquer un transfert de masse d’une composante à l’autre. Ceci a des conséquences fort importantes sur la suite de l’évolution de ces étoiles. L’étoile qui était initialement la plus massive devient la moins massive et, dépouillée de son enveloppe, elle est réduite à son cœur compact. Puis sa compagne – la plus massive à présent – peut devenir géante à son tour, et déverser sa matière sur l’astre compact. Ce faisant, elle peut perdre sa propre enveloppe, pour aboutir elle-même au stade d’étoile compacte. Le sort final d’une étoile double serrée dépend donc de la masse que vont atteindre ses deux composantes après tous ces échanges de matière : naine blanche si la masse reste en dessous de la limite de Chandrasekhar, sinon étoile à neutron2, ou trou noir enfin, si la masse dépasse 3 masses solaires. Ces phases s’accompagnent de phénomènes souvent violents, comme les explosions de supernova qui dispersent dans le milieu interstellaire les éléments chimiques synthétisés auparavant (voir chapitre 9).

Étoiles de faible masse – naines brunes

37Au fur et à mesure que l’on descend en masse, la durée de vie de l’étoile augmente et son évolution devient de plus en plus lente. Au-dessous de 0,3 masse solaire environ, l’étoile est complètement convective. La température centrale diminue avec la masse de l’étoile, et en dessous d’une certaine masse (autour de 0,08 masse solaire) elle ne pourra jamais atteindre, au cours de sa contraction le long de la ligne de Hayashi, le seuil qui permettrait la fusion de l’hydrogène ; c’est ce qui lui vaut alors l’appellation de naine brune. Les seules réactions nucléaires qui se produisent dans une naine brune sont la combustion du deutérium (hydrogène lourd) et du lithium, éléments fragiles qui proviennent de la nucléosynthèse primitive, lors du Big Bang (voir le chapitre 23). Privée de la principale source d’énergie des étoiles, la naine brune continuera à se contracter, mais de plus en plus lentement car elle rayonnera de moins en moins, et peu de chose la distinguera alors d’une planète gazeuse.

Les premières étoiles

38Les toutes premières étoiles avaient ceci de particulier qu’elles ont été formées avec les seuls éléments chimiques fabriqués par la nucléosynthèse primitive. Donc la fusion de l’hydrogène a dû s’y faire exclusivement par la chaîne proton-proton, puisqu’il n’existait ni carbone, ni azote, ni oxygène. C’est cette première génération d’étoiles, probablement très massives, qui, en explosant comme supernovae, a commencé à ensemencer le milieu interstellaire en éléments plus lourds que l’hélium et que nous appelons les métaux. Pendant longtemps encore les étoiles allaient naître dans un milieu déficient en métaux, et leur évolution allait différer notablement de celles des étoiles que nous observons aujourd’hui. En particulier, les étoiles massives n’émettaient pas de vent radiatif, comme ceux que nous observons aujourd’hui, et leur perte de masse devait être négligeable. Il ne reste pas de témoin direct de ces étoiles massives, car elles se sont transformées depuis longtemps en trou noir ou en étoile à neutrons.

39Par contre, les étoiles peu massives (de masse inférieure à 0,8 masse solaire) ont connu une évolution beaucoup plus lente, et peu affectée par leur faible métallicité. On en a détecté un grand nombre dans le halo de la Galaxie. L’une d’entre elles a pu être datée récemment par le rapport d’abondance entre l’uranium et le thorium : son âge est estimé à 14,0 ± 2,4 milliards d’années, ce qui fournit une contrainte précieuse sur l’âge de l’Univers, indépendante des autres critères couramment utilisés en cosmologie (voir chapitre 20).

Vers une nouvelle génération de modèles

40Jusqu’ici nous avons considéré les étoiles comme des objets parfaitement sphériques, ce qui simplifie considérablement leur modélisation. Mais la réalité est quelque peu différente, car les étoiles sont toutes en rotation plus ou moins rapide, et beaucoup d’entre elles sont le siège d’un champ magnétique — deux propriétés qui brisent la symétrie sphérique et qui pourraient avoir un impact sur leur structure. Qu’en est-il réellement ?

41Il existe deux méthodes pour déterminer la rotation des étoiles : la spectroscopie et la photométrie. Une partie de l’élargissement des raies spectrales est due à la rotation, car dans une étoile qui tourne, un hémisphère s’approche de nous et l’autre s’éloigne. L’élargissement des raies dépend de l’inclinaison de l’axe de rotation par rapport à la ligne de visée : lorsqu’on observe l’étoile par le pôle, la rotation ne peut pas être détectée ainsi. En analysant plus finement le profil des raies, on peut y déceler une modulation provoquée par d’éventuelles inhomogénéités de surface – de température, de composition, de champ magnétique. Enfin, si l’étoile porte des taches suffisamment importantes, le flux lumineux lui-même varie au cours de la période.

42Les étoiles massives sont presque toutes des rotateurs rapides, tandis que pour les étoiles de type solaire la vitesse de rotation diminue avec l’âge. La transition entre ces deux comportements se produit vers 1,6 masse solaire, seuil au-dessous duquel les étoiles possèdent une zone convective épaisse et montrent des signes d’activité, ce qui laisse soupçonner la présence d’un champ magnétique. Ce champ magnétique joue un rôle amplificateur dans le ralentissement des étoiles de type solaire : Evry Schatzman fit remarquer en 1959 que la perte de masse par le vent solaire, qui venait alors d’être détecté, devait s’accompagner d’une importante perte de moment cinétique, car le champ magnétique force la couronne solaire à tourner rigidement avec le Soleil jusqu’à environ 15 rayons solaires.

43C’est également grâce à la spectroscopie que l’on détecte le champ magnétique sur les étoiles. L’effet Zeeman sépare les raies spectrales en plusieurs composantes, qui diffèrent par leur polarisation, et l’on peut en déduire l’intensité et l’orientation du champ magnétique. Tout récemment, on a mis au point des spectropolarimètres qui permettent même de dresser la carte complète du champ magnétique à la surface des étoiles.

44Le champ magnétique des étoiles de type solaire est dû à l’action conjuguée des mouvements turbulents dans la zone convective et de la rotation différentielle (l’équateur tourne plus vite que les pôles, comme on le constate à la surface du Soleil). Cet effet dynamo semble opérer dans toutes les étoiles de ce type, et il est à l’origine de tous les phénomènes d’activité observés : taches, éruptions, éjections de masse coronale, etc., qui montrent une cyclicité de 11 ans.

45Dans la plupart des étoiles massives, le champ magnétique est trop faible pour freiner la rotation par le mécanisme décrit plus haut, et c’est pourquoi elles restent des rotateurs rapides. Toutefois, une minorité d’entre elles est le siège d’un champ magnétique de l’ordre de 100 Gauss ou plus - le record est détenu par l’étoile de Babcock où il atteint 34 kGauss. Certaines de ces étoiles magnétiques tournent extrêmement lentement : ainsi l’étoile γ Equulei a une période de rotation de 70 ans ! Dans ces étoiles magnétiques, le champ décroît très lentement avec le temps, et l’on pense qu’il est d’origine fossile.

46La rotation et les échanges de moment cinétique avec l’extérieur (par un vent stellaire par exemple) induisent dans les zones radiatives une lente circulation de matière, qui transporte vers la surface les éléments chimiques fabriqués à l’intérieur par les réactions nucléaires. Parallèlement, le cœur de l’étoile peut bénéficier ainsi d’un apport de combustible frais – d’hydrogène – ce qui va allonger sa durée de vie sur la Séquence principale. Ce n’est que tout récemment que ce mélange (dit rotationnel) a commencé à être pris en compte dans les modèles stellaires. Pour cela il faut suivre au cours du temps la rotation interne de l’étoile, et par conséquent modéliser le transport de moment cinétique par tous les processus connus.

47Les conséquences du mélange rotationnel sont en cours d’exploration, notamment grâce à la sismologie stellaire, technique puissante qui permet de sonder l’intérieur des étoiles (voir chapitre 8). On sait déjà qu’il modifie le tracé évolutif des étoiles dans le diagramme HR, au point de changer le rapport entre le nombre des géantes bleues et rouges dans les amas. Plus important, au cours des phases avancées ce mélange rotationnel bouscule le profil interne de composition chimique, ce qui altère la composition de la matière éjectée. D’autres causes de mélange sont en cours d’examen, comme les instabilités causées par le champ magnétique ou par une inversion de masse moléculaire. Ainsi, pour expliquer pourquoi le milieu interstellaire contient nettement moins de l’isotope hélium 3 que ce que prédisent les modèles standard (il devrait s’en créer dans la chaîne proton, comme nous l’avons vu plus haut), on vient d’invoquer l’instabilité thermohaline. Celle-ci se produit au laboratoire lorsque de l’eau chaude et salée est superposée à de l’eau froide et pure ; dans l’étoile, l’hydrogène joue le rôle de l’eau et l’hélium celui du sel.

48Il n’est pas exagéré de dire que nous assistons en ce moment à l’avènement d’une nouvelle génération de modèles stellaires, de plus en plus sophistiqués et – nous l’espérons – de plus en plus réalistes.

Bibliographie

Références bibliographiques

• K. S. De Boer et W. Seggewiss, 2008, Stars and stellar evolution, Paris, EDP Sciences.

• M. Forestini, 1999, Principes fondamentaux de structure stellaire, Gordon et Breach.

• A. Maeder, 1980, Physics, formation and evolution of rotating stars, Berlin, Springer.

• E. Schatzman et F. Praderie, 1990, Les étoiles, Paris, Éditions du CNRS.

Notes

1 La matière est dite « dégénérée », à forte densité, lorsque les électrons cessent de se comporter comme un gaz parfait, mais obéissent aux lois de la physique quantique. Alors la pression qu’ils exercent ne dépend plus de la température.

2 Une étoile à neutrons est un astre compact composé de neutrons seulement, sauf tout près de sa surface ; sa taille est de l’ordre de 10 kilomètres, et sa densité atteint 1 milliard de tonnes par centimètre cube.

Table des illustrations

Légende Fig. 1 – Diagramme Herzsprung-Russel construit à partir du catalogue du satellite Hipparcos. Construit par l’Agence spatiale européenne, le satellite Hipparcos opéra entre août 1989 et août 1993 et détermina la parallaxe, et donc la distance, de 120 000 étoiles. Il avait à son bord un photomètre qui mesurait la magnitude de 2,5 millions d’étoiles dans deux bandes spectrales, permettant d’en déduire leur luminosité et leur température effective. Sont présentées ici les étoiles (près de 5 000) dont la distance et l’indice de couleur B-V ont été obtenues avec la plus grande précision. Les données concernant les naines blanches (en bas à gauche) proviennent d’une autre source, le catalogue de Gliese, qui rassemble les étoiles les plus proches, jusqu’à 25 parsecs (environ 80 années-lumière). (ESA)
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Légende Fig. 2 – Fusion de l’hydrogène (1H) en hélium (4He). A gauche, la chaîne proton-proton, principale source d’énergie dans les étoiles de type solaire. Elle débute par la fusion de deux noyaux d’hydrogène (ou protons) en un noyau de deutérium (2H), se poursuit par la greffe d’un autre proton pour donner l’isotope 3 de l’hélium (3He), et de là elle se divise en plusieurs branches. A droite, le cycle CNO qui domine dans les étoiles massives ; le carbone, l’azote et l’oxygène interviennent comme des catalyseurs et sont régénérés au bout du cycle. Certaines réactions produisent des neutrinos électroniques (νe) et des électrons positifs (e+), d’autres émettent des photons très énergétiques (rayons γ)
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Légende Fig. 3 – Une pépinière d’étoiles dans la nébuleuse d’Orion, prise par la caméra infrarouge du télescope spatial Hubble. Les quatre étoiles les plus brillantes sont celles du Trapèze d’Orion ; elles ont des masses comprises entre 20 et 40 masses solaires. Elles émettent un flux ultraviolet intense et un vent très puissant qui ont creusé une cavité s’ouvrant à l’extérieur, grâce à laquelle nous pouvons observer plusieurs centaines d’étoiles nettement moins brillantes et de masse de l’ordre de celle du Soleil, que l’on appelle des T Tauri. (K. Luhman, NASA)
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Légende Fig. 4 – Séquences évolutives dans le diagramme Luminosité-Température de deux étoiles, respectivement d’une masse solaire et de 5 masses solaires, calculées par Lionel Siess, avec le code STAREVOL. Composition initiale : hydrogène 74 %, hélium 24 %, autres éléments 2 %. La contraction vers la série principale est indiquée en pointillé, la phase de combustion centrale de l’hydrogène sur la série principale par une courte ligne continue, et les phases ultérieures (RGB puis AGB) par des tirets. (L. Siess, avec le code STAREVOL)
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Légende Fig. 5 – Nébuleuse planétaire NGC 6543, appelée familièrement « œil-de-chat ». L’étoile centrale, qui a une masse comparable à celle du Soleil, arrive en fin de vie. Elle est réduite à son cœur compact et dégénéré, composé de carbone et d’oxygène, et elle irradie l’enveloppe qu’elle a éjectée auparavant. Le composite présenté ici combine une image qui a été prise dans le visible par le télescope spatial Hubble (NASA/ESA) et une autre, en rayons X, qui provient du satellite Chandra. (NASA)
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Auteur

Astronome émérite à l’Observatoire de Paris Meudon. Spécialiste de la dynamique des fluides astrophysiques, ses recherches portent principalement sur la structure interne et l’évolution du Soleil et des étoiles. Il a dirigé l’Observatoire de Nice, puis l’Observatoire du Pic du Midi et Toulouse. Il a reçu notamment le prix du Commissariat à l’Énergie Atomique, grand prix de l’Académie des Sciences

© CNRS Éditions, 2010

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