CONFERENCE D’ASTRONOMIE – Mme PLE
NAISSANCE , VIE ET MORT D’UNE ETOILE
Les satellites tels que la Lune sont en « chute libre » autour de leur planète de la même manière que les planètes le sont autour de leur étoile en l’occurrence pour nous le Soleil. Pour arriver à être en orbite, les corps ont été comme « jeté » sur leur astre de tel sorte qu’ils ont été pris dans le champ de l’astre sans pour autant entrer en collision avec ! C’est ainsi que la Lune tourne autour de la Terre, la Terre autour du Soleil et le Soleil autour du cœur de notre galaxie.
Le Soleil est notre étoile. Il possède un diamètre de 4 fois la distance Terre-Lune (qui est de 380 000 km soit 1 520 000 km) et se trouve à 8 minutes-lumière de nous (célérité de la lumière dans le vide étant c= 300 000 m/s). Ce qui veut dire que la lumière met 8 minutes à parvenir jusqu’à nous, et que du coup nous voyons l’astre tel qu’il était il y a 8 minutes. Il y a donc un décalage tout comme lorsque l’on regarde les étoiles elles nous apparaissent telles qu’elles étaient lorsque la lumière que nous recevons fut émise : regarder le ciel c’est remonter le temps, voir le passé.
Mais qu’est ce que finalement une étoile ? A l’œil nu, le soir, la différence entre une étoile et une planète est que l’étoile scintille. En effet, une étoile est une source d’énergie. Celle-ci résulte de la réaction nucléaire de fusion qui se produit dans le cœur de l’étoile : 2 noyaux d’Hydrogène fusionnent pour donner un atome d’Hélium tout en dégageant de l’énergie. L’Hydrogène est donc le « carburant » d’une étoile. Sa quantité limite ainsi sa durée de vie. Le Soleil est aujourd’hui à peu près âgé de 5 Millions d’années et il en est à la moitié de sa vie.
L’âge de l’Univers est d’environ 14 Milliards d’années. Ce qui induit que notre Soleil n’est pas le premier. En effet c’est une étoile de 3ème génération : les matériaux qui composent notre système et qui font le combustible du Soleil sont les résidus de matière de précédentes étoiles, voir systèmes solaires qui se trouvaient là avant notre Soleil. Les étoiles sont ainsi des machines à synthétiser de la matière.
Mais comment une étoile peut-être stable ?
Une étoile est formé par agglomération de matière tout comme tout autre corps céleste. Mais à la différence des planètes par exemple, elle est très massive et lorsque la masse est assez grande, la température interne augmente. Lorsque le seuil critique de 10 Millions K est atteint, la fusion se déclenche. (Notre Soleil possède par exemple une masse de 1,98 x 1030 kg). Ainsi Jupiter est-elle une étoile « éteinte » : sa masse n’est pas assez grande pour avoir été « allumée ».
Ensuite, l’étoile est le lieu de la rencontre de deux forces contraires qui maintiennent l’équilibre de l’astre. La fusion provoque l’expansion du corps, mais les forces de la gravitation provoquent sa contraction : l’astre est ainsi stable. Ainsi s’il a tendance à trop s’effondrer sur lui-même la fusion est accentuée par augmentation de chaleur et pression : l’étoile est alors de nouveau repoussée. A l’inverse, si elle gonfle trop, la fusion se ralentit et l’étoile se contracte.
Gravitation
Fusion nucléaire
Equilibre
Lorsque l’on regarde le ciel à l’œil nu, les étoiles semblent « tourner » autour de l’étoile polaire. En fait, c’est la Terre qui tourne autour de son axe qui lui est incliné sur cette étoile (si on prolonge l’axe de rotation de la Terre qui passe par les pôles, on trouvera l’étoile Polaire sur cette direction). De plus, les étoiles que nous voyons sont relativement proches de nous : elles appartiennent en effet à notre galaxie, la Voie Lactée qui est une galaxie spirale dont on suppose que le cœur est un trou noir gigantesque. Elle est « longue » de 100 000 années lumières. Toutes sortes d’étoiles la peuplent, à différents stades de leurs vies. Ainsi les Pléiades sont-elles de jeunes étoiles en formation tandis que la nébuleuse du Crabe est le résultat d’une étoile morte, dont la mort à pu être vue par les Chinois il y a quelques siècles… Le sort des étoiles de même que leur durée de vie dépend de leur masse comme il le sera vu plus loin. Le Soleil, à sa mort, donnera une nébuleuse planétaire qui s’étendra jusqu’à Mars et avec pour cœur, une naine blanche. Les gaz qu’une nébuleuse libèrent sont les restes de matières que contenait l’étoile à sa mort. Plus tard, cet amas de gaz et poussières donnera à son tour, une nouvelle étoile : c’est donc un cycle qui caractérise la vie et la mort d’une étoile.
Vie d’une étoile suivant sa masse :
- - si sa masse finale M < 0,003Ms (Masse Solaire soit 1,98 x 1030 kg) , cela évoluera en planète.
- - si M > 0,04 Ms une étoile se formera
- - si 0,003Ms < M < 0,04Ms la matière est dégénérescente et donne une naine brune (petit corps « froid » qui n’émet pas de lumière)
La durée de vie dépend ensuite de la masse de l’étoile : plus une étoile est massique plus elle brûle vite son carburant et donc plus sa durée de vie est courte. En revanche, si elle est plus petite, elle vivra beaucoup plus longtemps.
Le carburant principal de l’étoile pour réaliser la fusion est l’Hydrogène : 2 atomes d’isotopes de l’Hydrogène fusionnent en un atome d’Hélium.
- - ensuite si M <4Ms, lorsque l’Hydrogène est épuisé, l’étoile entame alors la fusion de l’Hélium en Carbone, puis du Carbone en Oxygène et de l’Oxygène en Fer. Chaque nouveau type de fusion pouvant être réalisé si la température critique est atteinte. En effet, lorsque chaque élément est épuisé, le cœur de l’étoile se contracte pour provoquer une nouvelle fusion utilisant les matériaux précédemment créer, tandis que l’extérieur de l’étoile entre en expansion pour maintenir l’équilibre. L’étoile devient alors une géante rouge avant de devenir une naine blanche dans un halo de gaz qui forment la nébuleuse planétaire. Dans une naine blanche, 1 tonne de matériaux de l’ancienne étoile correspond à 1cm3 de la naine… Ce schéma est celui qui attend très certainement le Soleil. Ensuite, si 1,44Ms < M < 3Ms, la nébuleuse deviendra une étoile à neutrons, et si M > 3Ms, elle deviendra un trou noir, qui est un corps duquel aucun corps, pas même la lumière ne peut s’échapper car il est trop massique : seul ce qui possède une vitesse supérieur à celle de la lumière pourrait lui survivre…Or à ce jour, on estime que cette vitesse lumière est la vitesse maximale que l’on puisse trouver dans l’Univers !
- - En revanche, pour les étoile de M > 4Ms, après avoir réaliser les différentes fusions H--He--C--O--Fe, de la photodésintégration du Fer, l’étoile devient une supernova. Sa puissance est alors considérable : 10 Milliards de fois celle du Soleil ! La nébuleuse qu’il en reste possède alors pour cœur soit un trou noir, soit un pulsar.
Comment peut-on connaître l’univers étend donner qu’on ne peut pas « l’expérimenter » ?
- Déterminer la température d’une étoile :
Une étoile émet de la lumière. L’analyse de ce spectre lumineux permet de déterminer sa température car en effet, chaque longueur d’onde caractérise une température.
LOI DE WIEN : λ.T = 2900μmK
Ainsi, plus l’étoile est chaude plus elle rayonne vers le bleu, plus elle est froide plus elle est rouge. Notre soleil est une étoile jaune de température plutôt basse.
- On peut aussi connaître par des mesures l’éclat apparent de l’étoile E
:
E = L/4πd2 où L est la luminosité de l’étoile et d la distance Terre-étoile
- Déterminer la composition d’une étoile :
Chaque élément possède sa « signature » sur le spectre de la lumière blanche. En analysant le spectre d’une étoile on y observe des raies d’absorptions : ce sont elles qui caractérisent les éléments.
C’est donc un cycle qui caractérise les étoiles, depuis le jeune débus de l’Univers après le Big Bang. La matière s’accumule et fait naître des corps dont les étoiles, celles-ci vivent puis meurent dans une explosion de poussières… C’est alors que cette nouvelle matière synthétisée se condense de nouveau afin de s’allumer une nouvelle fois, à moins que l’étoile morte ne soit devenue un trou noir…
Alexandra