Étoiles – matrice

Tandis que les êtres vivants, tels que nous les connaissons, sortent d'un corps ponctuel, œuf, ovule, spore ou graine, les étoiles, elles, descendent d'un nuage, et encore, bien plus ténu que l'air que nous respirons. Nous grandissons d'un mouvement centrifuge, elles se concentrent d'un mouvement centripète. Nous absorbons de la matière pour croître, elles en éjectent pour se resserrer. Elles partent de presque rien, moins qu'un souffle, et elles seront le siège des maximums d'intensité que connaît l'Univers: combustion nucléaire, supernova, trou noir. Elles remportent haut la main la palme de l'efficacité.

Un nuage moléculaire est donc un objet extrêmement dilué (quelques dizaines à quelques milliers d'atomes par centimètres cube, tandis que l'air en contient 30 milliards de milliards), mais sa force est dans l’empan démesuré de temps et d'espace dont il dispose. Il s'étend en effet sur des distances de plusieurs centaines d'années-lumière, et contient au total de quoi former plusieurs centaines d'étoiles. Au gré des mouvements dont ils sont animés dans la galaxie, ces nuages se fragmentent en unités plus petites, c'est la naissance des nébuleuses protostellaires […]. Celles-ci entrent parfois en collision les unes avec les autres, comme les grumeaux dans une soupe que l'on mixe. Or, une légère perturbation sous forme de compression suffit à y déclencher un effondrement gravitationnel vers le centre, entraînant la condensation d'une étoile.

Les zones les plus denses des grands nuages moléculaires s'appellent «globules de Bok» en jargon scientifique, et «sacs à charbon» pour les amis, à cause de leur aspect opaque (voir image). Ils apparaissent noirs sur des clichés par ailleurs constellés de points lumineux, évoquant des régions vides, mais c'est bien le contraire: s'ils apparaissent noirs, c'est parce qu'ils contiennent suffisamment de particules pour arrêter les rayons lumineux et sont justement un peu moins vides que les autres régions interstellaires. On y trouve des concentrations de poussières accumulées en poches dans le nuage d'hydrogène.

Pour sonder le contenu de ces nuages, inutile d'utiliser un télescope classique; il ne constatera qu'une absence de lumière. De la lumière, ils n'en émettent pas, en dehors de la faible réémission de la lumière des étoiles voisines, par les molécules gazeuses de la périphérie du nuage, qui est responsable des volutes colorées dont on vient de parler. Les régions de poussières plus denses restent, quant à elles, totalement opaques. Cependant, les astrophysiciens ne s'avouent pas battus. Ils savent que s'il y a dans ces nuages des embryons d'étoiles, ils doivent commencer à chauffer, et donc à émettre du rayonnement infrarouge.

Par chance pour les astronomes, ce rayonnement, contrairement à la lumière visible, n'est pas arrêté par les poussières. S'il y a donc, dans un globule de Bok, un grumeau d'étoile en train de s'échauffer, son rayonnement doit traverser toute l'épaisseur du nuage et être détectable. Pour observer les embryons d'étoiles, on fait donc l’équivalent d’une échographie sur les matrices stellaires : en braquant des télescopes à infrarouge en direction de ces sacs à charbon, on détecte bien les embryons.

À ce stade, les étoiles ne sont pas réellement formées: elles ne sont pas encore sphériques, pas encore sculptées par leur propre gravité. Par conséquent, elles ne sont pas encore autonomes, mais restent liées au milieu extérieur, comme un véritable embryon qui échange de la matière avec son placenta. Sur les clichés en infrarouge, ces étoiles en formation apparaissent comme des patates chaudes, halos ellipsoïdaux dont le centre est le point le plus chaud. Elles sont en liaison électromagnétique avec le nuage de gaz ambiant, et elles ne fonctionnent pas encore comme des étoiles qui brûlent leur combustible. Ce sont plutôt des chantiers d'étoiles. Des machines thermiques en cours de montage. Des champs de patates chaudes.

Texte: Jean-Pierre Luminet et Elisa Brune. Bonnes nouvelles des étoiles (2009).
Image: Nuage de poussières dans la Voie lactée (NASA, ESA et Hubble).

Étoiles – accouchement

La nébuleuse protostellaire se contracte pendant quelques milliers d'années, formant un cocon de plus en plus dense et de plus en plus chaud autour de la patate centrale en formation. Le nuage tourne sur lui-même selon l'impulsion aléatoire qu'il a reçue au départ, choc, perturbation, collision.

Rappelons-les quand même, ces principes fondamentaux. Principe no 1: tout corps qui se contracte alors qu'il tourne accélère (patineur). Principe no 2: tout corps qui accélère alors qu'il tourne s'aplatit (potier). Ici, les deux principes se combinent. On a un nuage en rotation qui accélère parce qu'il se contracte (à cause de la gravitation) et qui s'aplatit parce qu'il accélère. Résultat des courses: au centre, la contraction gravitationnelle l'emporte sur l'aplatissement et l'étoile devient boule, tandis qu'en périphérie, l'aplatissement l'emporte sur la contraction, et le nuage devient disque.

Au centre se forme donc un grumeau de plus en plus dense, l'étoile nouveau-née. Elle devient extrêmement chaude, mais elle ne fonctionne pas encore comme le Soleil, qui abrite des réactions thermonucléaires, car elle n'est pas assez chaude. Sa chaleur provient uniquement de la contraction du gaz – celui-ci tombe vers le centre en un véritable déluge et s'échauffe dans ce mouvement. Tels sont les bébés étoiles que l'on voit progressivement émerger de leur matrice, lorsqu'on les regarde en rayonnement infrarouge. Ce sont des corps de plus en plus chauds, des patates au four, totalement opaques et sombres, comme du charbon qui serait chaud mais pas encore brûlant.

La théorie classique, élaborée dans les années 1970, postulait que les étoiles se forment uniquement selon ce mouvement d'effondrement de matière. Mais lorsque les ordinateurs ont permis de faire des simulations du phénomène, à la fin des années 1980, on s'est aperçu que la recette ne fonctionnait pas. Bien avant que l'étoile atteigne la masse du Soleil, elle tourne si vite qu'elle ne peut plus se contracter et au contraire se disloque. Le potier l'emporte sur le patineur et pulvérise la matière. Impossible de fabriquer une étoile avec ce modèle.

C'est qu'il y manque un mécanisme calmant, qui a depuis lors été à la fois théorisé et observé : en même temps qu'elle se contracte, l'étoile émet des jets de matière dans la direction de ses deux pôles. Cette matière expulsée à plusieurs centaines, voire milliers de kilomètres par seconde, part en tourbillonnant le long de l'axe de rotation de l'étoile, formant deux jets perpendiculaires au disque. L'étoile refoule ainsi 10 à 20% de la matière dont elle se nourrit, mais l'énergie qu'elle perd dans ce mouvement la fait ralentir et lui évite l'autodestruction par emballement.

Ainsi, pour grossir, l'étoile doit ralentir, et ces jets de matière lui servent de parachutes de freinage. Ils ont été observés sur plusieurs étoiles naissantes – toujours en infrarouge puisqu'on est dans des phénomènes qui dégagent de la chaleur mais pas de lumière. Ceux de l'étoile XZ Tauri n'avaient pas plus de 30 ans d'âge lorsqu'ils ont été détectés en 1995. Depuis lors, ils se sont allongés d'année en année. On peut y voir le film en direct de la phase cruciale du grossissement d'un bébé étoile.

Texte: Jean-Pierre Luminet et Elisa Brune. Bonnes nouvelles des étoiles (2009).
Image: Illustration d’un disque protostellaire (NASA/JPL-Caltech).

Étoiles – jeunesse

L'étoile naissante, ou patate chaude, au cours de son grossissement et de sa contraction devient de plus en plus chaude, et lorsqu'elle atteint la température coquette d'un million de degrés (chaleur uniquement due à la pression qui règne au centre), elle entre dans une première phase de combustion. En effet, à cette température, le deutérium fusionne. Qu'est-ce que le deutérium? Un atome frère de l'hydrogène, une variante plus riche d'un neutron dans son noyau, qui a été formé en très petites quantités lors du Big Bang (enfin, trois minutes après) et qui se trouve dans le nuage de départ. Ayant une température de fusion nucléaire plus basse que l'hydrogène, il sert en quelque sorte de pré-allumage, qui porte l'étoile à la température d'allumage. À un million de degrés, les noyaux de deutérium fusionnent et occasionnent un brusque et puissant dégagement d'énergie. Ce rayonnement refoule le gaz et la poussière environnants vers la périphérie du disque. L'étoile brille enfin et souffle les traces de son accouchement, comme un nouveau-né qui couperait le cordon ombilical de ses propres dents. Elle est devenue indépendante de son environnement, en pleine phase d'affirmation.

Cela dit, elle tient à peine sur ses pattes. Malhabile encore à gérer les flux d'énergie antagonistes entre contraction gravitationnelle et combustion nucléaire, l'étoile jeune est un objet instable et fluctuant, sujet à des variations brusques de luminosité, comme une ampoule électrique soumise à un courant variable.

Elle a néanmoins atteint sa masse de croisière, les jets se sont taris, et le disque environnant a été soufflé en une ceinture de gaz extérieure, tandis que les débris poussiéreux commencent à s'accumuler en flocons. S'il se trouve assez de matière disponible dans le pourtour de l'étoile, c'est le début de la phase de formation des planètes que nous avons décrite plus haut. Et surtout, sous l'effet du deutérium qui fusionne, la boule de gaz s'échauffe de plus belle.

À ce stade, deux destins sont possibles. Si l'étoile est trop peu massive (moins de 75 fois la masse de Jupiter), elle ne parviendra pas à monter suffisamment en température pour enclencher la combustion de l'hydrogène. Après avoir brûlé son deutérium, elle va s'éteindre et se refroidir lentement, pour devenir ce qu'on appelle une naine brune, plus prosaïquement une étoile ratée. L'existence de ces avortons était prédite par la théorie depuis les années 1960, mais les premières ont été découvertes à partir de 1995. On en connaît aujourd'hui des centaines, et l’on pense qu'il pourrait en exister autant que d'étoiles « réussies » - soit cent milliards dans notre galaxie.

Si l'étoile est suffisamment massive, elle atteindra 10 millions de degrés, température à laquelle l'hydrogène entre en fusion. La réaction thermonucléaire entraîne un énorme dégagement d'énergie vers l'extérieur qui arrête le mouvement de contraction. L'étoile entre alors dans une longue période de stabilité.

L'ensemble du processus de naissance a pris 30 millions d'années, une peccadille à côté des quelques milliards d'années de vie adulte qui s'étendent devant elle.

Elle brille maintenant dans un environnement presque totalement nettoyé. Les planètes, s'il y en a, sont formées. On observe quelques restes épars de gaz et de poussière qui forment un effet de halo bleu autour de l'étoile. C'est le cas par exemple pour les Pléiades, un groupe d'étoiles bien connues et visibles à l'œil nu, âgées de moins de 50 millions d'années. Elles brillent littéralement de mille feux, parce qu'en plus de chaque source centrale en pleine combustion, on décèle, déjà aux jumelles, des barbiches et des bavures lumineuses qui sont les dernières traces visibles de la nébuleuse protostellaire.

Texte: Jean-Pierre Luminet et Elisa Brune. Bonnes nouvelles des étoiles (2009).
Image: Illustration d’une jeune étoile et d’un disque protoplanétaire (NASA/JPL-Caltech).

Étoiles – maturité

Autour du Soleil, il n'y a plus de vestiges de la nébuleuse protosolaire d'il y a cinq milliards d'années, à part les astéroïdes et comètes qui forment un petit résidu éloigné. Toute la gangue gazeuse a disparu. Notre astre du jour est isolé et autonome.

Mais la transformation la plus frappante s'est déroulée à l'intérieur. Quand la température critique de 10 millions de degrés a été atteinte, les atomes d'hydrogène ont commencé à fusionner pour former des atomes d'hélium. Cette réaction a pour résultat de diminuer légèrement la masse totale des atomes et de libérer une énergie énorme. Celle-ci est émise sous deux formes distinctes: du rayonnement (de la lumière) et des particules élémentaires (des neutrinos). Le fantastique débit d'énergie du Soleil provient entièrement de ces réactions de fusion nucléaire. Chaque seconde, six cents millions de tonnes d'hydrogène sont consommées, dont cinq cents tonnes environ sont converties en énergie (et tout le reste en hélium). Malgré ce rythme de combustion vertigineux, une étoile comme le Soleil peut vivre à l'aise dix milliards d'années. La maturité de l'étoile correspond à cette longue phase de stabilité.

Pendant toute sa jeunesse, l'étoile se contracte sous son propre poids. Mais, à partir du moment où les réactions nucléaires sont enclenchées, la libération d'énergie provoque une force contraire, une pression vers l'extérieur qui a pour effet de dilater l'étoile. Ces deux mouvements se contrebalancent exactement, si bien que la taille de l'étoile ne change plus. C'est un équilibre dynamique, où à chaque instant la contraction gravitationnelle est compensée par le débit d'énergie vers l'extérieur. Difficile d'imaginer qu'un objet stable pendant dix milliards d'années puisse être le résultat d'un conflit permanent. Comme dans le jeu où deux équipes tirent sur une même corde et parviendraient à faire du sur-place. Le Soleil s'effondre et se dilate au même rythme à chaque instant. Résultat: le rayonnement est (quasiment) constant, et la durée de vie de l'étoile ne dépend que du moment où celle-ci aura épuisé son combustible. Notre Soleil a pour l'instant brûlé à peu près la moitié de ses réserves.

Une étoile brûle d'autant plus vite son combustible qu'elle est plus massive et puissante. À l’instar d'un camion qui consomme dix ou cent fois plus qu'une voiture familiale, les étoiles ayant dix fois la masse du Soleil flambent toutes leurs réserves en quelques dizaines de millions d'années. À l’inverse, les étoiles qui ne font qu’un dixième de Soleil marchent à l'économie, tels des vélomoteurs, et peuvent rouler pendant des centaines de milliards d'années. Ces petits calibres, mille fois moins brillants que le Soleil, sont appelés naines rouges (voir image). Elles fusionnent leur hydrogène en hélium, mais très tranquillement, comme une cuisson à l'étouffée. Elles représentent la majorité des étoiles. Chi va piano va sano, le proverbe est vrai même dans le cosmos.

Le rayonnement émis au centre du Soleil doit donc traverser une énorme épaisseur de plasma. Connaissant la vitesse de la lumière dans le vide (300 000 km par seconde), on penserait qu'il ne lui faut que quelques secondes pour traverser le Soleil (700 000 kilomètres de rayon). Loin de là. En réalité, il lui faut... dix millions d'années! Oui, vous avez bien lu. La lumière, l'entité la plus rapide de l'univers, est prise ici au piège. Pourquoi? Parce qu'elle est obligée d'interagir avec chacune des particules chargées qu'elle rencontre sur son chemin en traversant le plasma. Et elle n'arrête pas d'en rencontrer. La lumière est véhiculée par des particules sans masse appelées photons. Chaque fois qu'un photon quitte une particule, il ne parcourt qu'un millième de millimètre avant d'être capturé ou dévié par une autre particule. C'est un peu comme si vous vouliez sortir d'une salle de cocktail en courant, mais que chacun des convives se presse pour vous serrer la main avant de vous laisser partir. On peut aussi appeler ça le parcours de l'ivrogne, en raison des innombrables zigzags qui allongent le parcours. Lorsque le photon arrive enfin à la surface du Soleil, il a mis dix millions d'années et a perdu l'essentiel de son énergie. Et heureusement pour nous. Il n'est plus qu'à 6000 degrés, ce n'est plus un rayonnement gamma mais un rayonnement qui fait partie des longueurs d'ondes visibles. Plus précisément, la longueur d'onde du jaune. C'est pourquoi la surface du Soleil est jaune. Et c'est aussi pourquoi nous ne pouvons tirer aucune information sur le centre du Soleil lorsque nous regardons sa surface. Toutes les caractéristiques des photons émis au centre ont été effacées par leur long trajet et la dégradation de leur énergie.

En revanche, les neutrinos qui sont émis au centre du Soleil, lors des mêmes réactions de fusion, et qui sont aussi nombreux que les photons, n'interagissent quasiment pas avec la matière. Ce sont des particules qui, comme la Suisse, se gardent de prendre parti dans quelque escarmouche que ce soit, d'où leur nom. N'étant presque jamais capturés ni freinés, ils traversent les corps les plus denses comme si c'était du vide. Le Soleil est pour eux complètement transparent, et ils en sortent à la vitesse exacte de la lumière dans le vide, c'est-à-dire en deux secondes et quelques dixièmes. Lorsqu'ils arrivent sur la Terre, huit minutes plus tard, ils sont encore tout frais, tout chauds, sortant du four, tandis que les photons qui arrivent en même temps sont de vieux produits défraîchis par un parcours mouvementé de dix millions d'années.

Les neutrinos sont donc susceptibles de nous renseigner en direct (ou plutôt en très léger différé) sur ce qui se passe au centre de notre étoile. Toute modification qui apparaîtrait serait répercutée dans les neutrinos qui nous arrivent huit minutes plus tard. Par comparaison, les photons continueraient à nous parvenir imperturbablement pendant 10 millions d'années même si le cœur du Soleil s'éteignait brusquement. Mais ne prenez pas ceci pour un risque réel, c'est juste une image pour illustrer l'antiquité et l'inertie du photon face à la fraîcheur du neutrino.

Tel est l'avantage extraordinaire de l'astronomie des neutrinos sur l'astronomie traditionnelle et la raison pour laquelle on cherche avidement à les détecter.

Et que disent-ils d'intéressant, ces neutrinos solaires? Ils ont permis de confirmer et préciser les modèles concernant les réactions de fusion qui se produisent au cœur du Soleil. Ils ont révélé un phénomène inattendu d'oscillation périodique entre trois types de neutrinos différents. Et cette oscillation a été la clé permettant de trancher la question, cruciale pour les physiciens, de savoir si les neutrinos avaient une masse ou non. Ils en ont une, très faible certes, mais non nulle, et cette information est fondamentale pour approfondir les recherches en cosmologie.

Texte: Jean-Pierre Luminet et Elisa Brune. Bonnes nouvelles des étoiles (2009).
Image: Illustration d’une jeune étoile et d’un disque protoplanétaire (NASA/JPL-Caltech).

Étoiles – vieillesse

Que se passera-t-il ensuite, lorsque le Soleil aura consommé toute sa réserve d'hydrogène, dans cinq milliards d'années? Son cœur sera entièrement constitué d'hélium, et il entrera dans une nouvelle phase de sa vie où l'hélium lui-même deviendra le nouveau combustible. Lorsque la combustion de l'hydrogène finissante ne compensera plus l'attraction gravitationnelle, le Soleil recommencera à se contracter, comme au début de son existence. Ce faisant, il va encore monter en température, et lorsque le cœur atteindra cent millions de degrés, l'hélium entrera en fusion.

Trois atomes d'hélium qui fusionnent forment un atome de carbone avec un fort dégagement d'énergie. Ce sera l'apothéose du Soleil, son chant du cygne. Son cœur se transformera progressivement en carbone. Sous l'effet de cette nouvelle combustion, des changements de structure interne se produiront, qui modifieront l'équilibre de l'étoile. Les zones périphériques de celle-ci se mettront à gonfler comme un soufflé au four. L'étoile deviendra une géante rouge, englobant progressivement les orbites de Mercure et de Vénus. La Terre, si elle survit, ressemblera à un vieux croûton calciné. Les seules orbites peut-être habitables à cette époque seront à chercher du côté des gros satellites de Jupiter et de Saturne, dont la banquise se mettra à fondre: Titan, Callisto, Ganymède... voilà les futures terres promises. L'eau y sera abondante, la température clémente, et les couchers de soleil monstrueux.

Ce qui nous attend ensuite est encore plus hasardeux, puisque le destin des géantes rouges est d'éclater et de se répandre dans l'espace sous forme de nébuleuse, à l'exception du cœur de l'étoile, qui lui se recroqueville en une bille très dure. Quel peut être le sort d'une planète à travers ces cataclysmes?

On trouve dans le ciel des étoiles plus vieilles que le Soleil qui sont actuellement au stade de géante rouge, comme Bételgeuse (voir image), dans la constellation d'Orion. Son diamètre est tellement dilaté que si on la mettait à la place du Soleil, elle s'étendrait jusqu'au-delà de l'orbite de Jupiter. Ou encore l'étoile R de la Dorade, qui fait quatre cent fois le diamètre du Soleil et s'étendrait jusqu'à l'orbite de Mars. Ces étoiles offrent une image au présent de ce qui attend le système solaire, d'ici cinq milliards d'années.

L'univers est vraiment généreux. Non content de nous montrer des systèmes qui reproduisent notre passé (planètes, étoiles ou galaxies), il nous en montre d'autres où se déroule déjà notre avenir. De même que chaque homme peut voir naître et mourir ses semblables et se faire une idée exacte de ses tenants et aboutissants, le système solaire est entouré de structures semblables qui se trouvent à tous les stades de leur existence. Un œil sur le berceau, un œil sur la tombe, rien n'est laissé dans l'ombre. Encore faut-il regarder avec un acharnement rare.

Texte: Jean-Pierre Luminet et Elisa Brune. Bonnes nouvelles des étoiles (2009).
Image: Illustration de Bételgeuse, une géante rouge (ESO/L. Calçada).

Étoiles – mort et cadavre

Voyez la diversité de ces astres et de ces destins. Et notez bien que tout cela se produit au départ d'une seule et même mixture, celle qui compose les nuages interstellaires. Seule la quantité change. Prenez-en une louche, vous aurez une étoile comme le soleil. Une cuillère à soupe, vous aurez une naine rouge. Une cuiller à café, vous aurez une naine brune. Dix louches, toujours du même nuage, et vous ferez une étoile géante, qui devient étoile à neutrons, la forme la plus follement condensée de la matière. Et cinquante louches de nuage vous conduisent au trou noir, cette masse tellement concentrée qu'elle n'est plus matière mais trou dans l'espace-temps.

Ajoutez-y encore les planètes géantes gazeuses (qui proviennent d'une pipette du nuage) et voilà comment, avec un seul ingrédient, on fait six cakes différents. Rien qu'en modifiant le dosage. Car la masse détermine la gravité. La gravité détermine la pression. La pression détermine la température. Et la température détermine le genre de cuisson.

Les corps cosmiques, en somme, sont des usines à pression. Chaque niveau de pression fabrique un gâteau différent, depuis Jupiter jusqu'au trou noir en passant par tous les types d'étoiles.

Les planètes rocheuses et les petits corps, de leur côté, concentrent certains éléments minoritaires présents dans les nuages protostellaires. À part cela, ils fonctionnement aussi comme des usines à pression, et leur destin dépend également de leur masse. Une grosse planète comme la Terre s'échauffe très fort lors de sa formation, se refroidit lentement et est capable de retenir une atmosphère gazeuse. Un petit corps comme la Lune se refroidit vite, perd tout son gaz et même son eau. Un simple caillou tournant dans la ceinture d'astéroïdes n'a jamais été chaud, ne parvient même pas à être sphérique et ne mérite aucun joli nom dans nos catalogues. En astronomie, la masse est le nerf de la guerre. À tout mastodonte, tout honneur.

Texte: Jean-Pierre Luminet et Elisa Brune. Bonnes nouvelles des étoiles (2009).
Image: Masse, vie, mort et cadavre stellaire (Groupe ECP, 2010).

Star Size Comparison HD

Supernova

Supernova et neutrinos

Couples d'étoiles explosifs

Proplyd ou système protoplanétaire