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Vie d'une étoile
par Vincent Mollet
publié le 05 septembre 2002, mis à jour le 16 septembre 2002


Les étoiles naissent dans les nébuleuses, nuages de gaz (principalement d'hydrogène et d'hélium) et de poussières, lorsque des régions se contractent sous l'effet de leur propre gravité, formant ce que l'on appelle des proto-étoiles.

Si la masse d'une proto-étoile est suffisamment importante, sa température peut atteindre 15 millions °C, ce qui permet le démarrage de réactions de fusion nucléaire, les noyaux d'hydrogène fusionnant pour former de l'hélium. L'étoile est née !

La fusion nucléaire fournit à l'étoile l'énergie nécessaire pour lui éviter de s'effondrer sur elle-même et est la source des rayonnements qu'elle émet.

Le destin d'une étoile sera déterminé par sa masse. Les moins massives (celles dont la masse est inférieure à une fois et demi celle du Soleil) sont également les moins chaudes. Leur température de surface, de l'ordre de 5500°C dans le cas de notre Soleil, les fait apparaître jaunes ou oranges. Leur diamètre est d'environ 1,4 millions de kilomètres. Il leur faudra environ 10 milliards d'années pour transformer la plus grosse partie de leur hydrogène en hélium. Notre Soleil, par exemple, en est à la moitié de cette période.

Lorsque l'hydrogène arrive à épuisement, le noyau d'hélium de l'étoile se contracte. La température y augmente (jusqu'à une centaine de millions °C), ce qui permet à l'hélium de fusionner à son tour pour former du carbone. Les couches extérieures, au contraire, se dilatent et se refroidissent. La température ne s'y élève plus qu'à environ 3500°C et l'étoile prend une couleur rouge. Elle est devenue une géante rouge dont le diamètre atteint au moins 70 millions de kilomètres. Cette phase dure plus ou moins 100 millions d'années.

Par la suite, lorsque l'hélium est épuisé, les couches externes en expansion forment une nébuleuse planétaire, nuage de gaz entourant le cœur qui refroidit progressivement. La durée de vie de cette nébuleuse est d'environ 35.000 ans. Le cœur dense (car contenant la plus grande partie de la masse de l'étoile) change de couleur au fur et mesure de son refroidissement. L'étoile agonisante, dont le diamètre s'est réduit à environ 13.000 km (à peu près celui de la Terre), passe ainsi successivement par les stades de naine blanche, naine rouge et enfin de naine noire.

Les étoiles plus massives (pouvant atteindre 50 masses solaires) ont une vie plus courte et plus mouvementée. L'étoile qui se forme à partir de la proto-étoile est plus chaude et plus volumineuse avec un diamètre d'environ 3 millions de kilomètres. Sa température de surface peut approcher les 25.000°C, l'étoile paraissant alors bleue. Il ne lui faut que 10 millions d'années pour consommer l'essentiel de son hydrogène.

L'étoile se dilate ensuite, formant une géante bleue, puis une supergéante rouge, à mesure qu'elle s'étend et que diminue sa température de surface (3000°C pour une supergéante rouge). En son centre, dont la température atteint 3 à 5 milliards °C, se forment des éléments chimiques de plus en plus lourds, jusqu'au fer. La durée de vie de cette supergéante rouge n'est que d'approximativement 4 millions d'années.

Si l'étoile est très instable, elle peut voir par la suite s'effondrer son cœur de fer. Cela donne lieu à une explosion d'une formidable violence et d'un éclat considérable, connue sous le nom de supernova, qui expulse les couches externes dans l'espace environnant. La durée de visibilité d'une telle supernova est d'un à deux ans.

Le cœur de l'étoile, effondré sur lui-même et extraordinairement dense, devient alors, s'il contient de 1 à 3 masses solaires, une étoile à neutrons d'un diamètre d'environ 10 km, émettant deux faisceaux d'ondes radio tout en tournant très rapidement sur elle-même. Les courtes pulsations radio très rapides qui en résultent et qui permettent de la détecter expliquent que l'on appelle aussi une telle étoile un pulsar.

Si la masse du cœur excède 3 masses solaires, l'étoile résiduelle exerce une force d'attraction si élevée que rien, pas même la lumière, ne peut quitter sa surface. On l'appelle, pour cette raison, un trou noir.






Sources :

The Visual Dictionary of the Universe, Londres, Dorling Kindersley Limited, 1993

FOREY (Pamela) & FITZSIMONS (Cecilia), Etoiles et planètes. Un guide pratique pour les astronomes en herbe, Paris, Gründ, 1988, 124 p. (Nature-Poche)




La supergéante rouge Bételgeuse, dans la constellation d'Orion, vue par le Hubble Space Telescope (à l'aide de la Faint Object Camera de l'ESA).

Source : NASA et NSSDC




Un trou noir potentiel dans la galaxie M 87, vu (indirectement) par le Hubble Space Telescope (Wide-Field Planetary Camera 2).

Source : NASA et NSSDC






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