Malgré leurs différences de taille, toutes ces étoiles avaient des compositions similaires au début de leur développement.
De leur couleur et de leur luminosité à leur durée de vie, la composition des étoiles détermine leur caractère et leur destin. De plus, la composition d’une étoile détermine tout le processus de sa formation, ainsi que la formation de son système planétaire — et de notre système solaire.
Table des matières
Une norme universelle
Toute étoile au début de sa vie — qu’il s’agisse de géantes monstrueuses comme le Bouclier d’UY ou de naines jaunes comme notre Soleil — est composée à peu près dans les mêmes proportions des mêmes substances. Cela représente 73 % d’hydrogène, 25 % d’hélium et 2 % d’atomes d’autres substances lourdes. La composition de l’univers après le Big Bang était pratiquement la même, à l’exception des 2 % d’éléments lourds. Ceux-ci se sont formés après l’explosion des premières étoiles de l’univers, dont la taille dépassait celle des galaxies actuelles.
Mais pourquoi les étoiles sont-elles si différentes ? Le secret réside dans ces 2 % «supplémentaires» de la composition stellaire. Ce n’est pas le seul facteur : il est évident que la masse de l’étoile joue un rôle assez important. C’est la contrainte gravitationnelle qui détermine le destin du luminaire : il se consumera en quelques centaines de millions d’années, comme Canopus, ou brillera pendant des milliards d’années, comme le Soleil. Cependant, la matière supplémentaire dans la composition de l’étoile peut l’emporter sur toutes les autres conditions.
La composition de l’étoile SDSS J102915 +172927 est identique à celle des premières étoiles qui ont émergé après le Big Bang.
Au cœur de l’étoile
Mais comment une fraction aussi infime de la composition d’une étoile peut-elle en altérer sérieusement le fonctionnement ? Pour un être humain moyen composé à 70 % d’eau, perdre 2 % de ce fluide n’est pas très grave : c’est juste une sensation de soif et cela n’entraîne pas de changements irréversibles dans le corps. Mais l’Univers est très sensible aux moindres changements : si la moitié de la composition de notre Soleil avait été légèrement différente, la vie ne se serait peut-être pas formée dans le système solaire.
Comment cela fonctionne-t-il ? Pour commencer, rappelons l’une des principales conséquences des interactions gravitationnelles, mentionnée partout en astronomie : les éléments lourds tendent vers le centre. Toute planète est un modèle visuel de ce principe : les éléments les plus lourds, comme le fer, se trouvent dans le noyau, tandis que les éléments plus légers sont situés à l’extérieur.
Il en va de même lors de la formation d’une étoile à partir de matière dispersée. Dans la structure standard conventionnelle d’une étoile, l’hélium forme le cœur du luminaire et l’hydrogène constitue l’enveloppe qui l’entoure. Lorsque la masse d’hélium dépasse un point critique, les forces gravitationnelles compriment le cœur avec une telle force que la réaction thermonucléaire commence dans les couches entre l’hélium et l’hydrogène dans le cœur.
La structure des différentes étoiles
C’est à ce moment-là que l’étoile s’enflamme — encore très jeune, enveloppée de nuages d’hydrogène qui finiront par se déposer à sa surface. La lueur joue un rôle important dans l’existence de l’étoile : ce sont les particules qui tentent de s’échapper du cœur après la réaction thermonucléaire qui empêchent le luminaire de s’effondrer instantanément en étoile à neutrons ou en trou noir. C’est aussi la convection habituelle, le mouvement de la matière sous l’influence de la température — ionisés par l’incandescence du cœur, les atomes d’hydrogène montent vers les couches supérieures de l’étoile, mélangeant ainsi la matière qui s’y trouve.
Quel est donc le rapport entre les 2 % de matière lourde et la composition d’une étoile ? Le fait est que tout élément plus lourd que l’hélium — qu’il s’agisse du carbone, de l’oxygène ou des métaux — se retrouvera inévitablement au centre du noyau. Ils abaissent la barre de masse qui déclenche une réaction thermonucléaire — et plus la matière est lourde au centre, plus le cœur s’enflamme rapidement. En revanche, il émettra moins d’énergie : la taille de l’épicentre de la combustion de l’hydrogène sera plus modeste que si le cœur de l’étoile était constitué d’hélium pur.
Le soleil a-t-il de la chance ?
Il y a 4,5 milliards d’années, lorsque le Soleil est devenu une étoile à part entière, il était constitué de la même matière que le reste de l’Univers : trois quarts d’hydrogène, un quart d’hélium et un cinquantième d’impuretés métalliques. La configuration particulière de ces additifs a rendu l’énergie du Soleil propice à la présence de la vie dans son système.
Les métaux ne se limitent pas au nickel, au fer ou à l’or : les astronomes appellent métaux tous les éléments autres que l’hydrogène et l’hélium. La nébuleuse dont on suppose que le Soleil s’est formé était fortement métallisée : elle était constituée de restes de supernovae, source d’éléments lourds dans l’Univers. Les étoiles dont les conditions de nucléation étaient similaires à celles du Soleil sont appelées étoiles de population I. Ces luminaires constituent la plupart des étoiles de l’Univers. Ces luminaires constituent la majeure partie de notre galaxie.
Carte des produits des réactions nucléaires stellaires. Agrandir la carte.
Nous savons déjà que, grâce aux 2 % de métaux qu’il contient, le Soleil brûle plus lentement, ce qui garantit non seulement une longue «vie» à l’étoile, mais aussi un approvisionnement uniforme en énergie, critères importants pour l’apparition de la vie sur Terre. En outre, l’apparition précoce de la réaction thermonucléaire a contribué au fait que toutes les substances lourdes n’ont pas été absorbées par le bébé Soleil, ce qui a permis la naissance et la formation complète des planètes qui existent aujourd’hui.
D’ailleurs, le Soleil pourrait brûler un peu moins fort — même si c’est peu, une partie importante des métaux prélevés sur les géantes gazeuses du Soleil est toujours présente. En premier lieu, il convient de distinguer Jupiter, qui a beaucoup changé dans le système solaire. L’influence des planètes sur la composition des étoiles a été prouvée lors de l’observation du système stellaire triple 16 Swan. On y trouve deux étoiles semblables au Soleil et, près de l’une d’elles, une géante gazeuse d’une masse au moins 1,6 fois supérieure à celle de Jupiter. La métallicité de cette étoile est nettement inférieure à celle de sa voisine.
Vieillissement des étoiles et changements de composition
Le cycle de vie du Soleil
Cependant, le temps ne s’arrête pas et les réactions thermonucléaires à l’intérieur des étoiles modifient progressivement leur composition. La réaction de fusion principale et la plus simple qui se produit dans la plupart des étoiles de l’Univers, y compris notre Soleil, est le cycle proton-proton. Dans ce cycle, quatre atomes d’hydrogène fusionnent pour former un atome d’hélium et une très grande quantité d’énergie — jusqu’à 98 % de l’énergie totale de l’étoile. Ce processus est également appelé «combustion» de l’hydrogène : jusqu’à 4 millions de tonnes d’hydrogène sont «brûlées» dans le Soleil chaque seconde.
Comment la composition d’une étoile évolue-t-elle au cours de son vieillissement ? Nous pouvons ainsi comprendre ce que nous avons déjà appris sur les étoiles dans l’article. Prenons l’exemple de notre Soleil : la quantité d’hélium dans le noyau augmentera ; par conséquent, le volume du noyau de l’étoile augmentera. De ce fait, la zone de réaction thermonucléaire augmentera, et avec elle l’intensité de l’éclat et de la température du Soleil. Après 1 milliard d’années (à l’âge de 5,6 milliards d’années), l’énergie de l’étoile augmentera de 10 %. À l’âge de 8 milliards d’années (3 milliards d’années à partir d’aujourd’hui), le rayonnement solaire sera de 140 % de celui d’aujourd’hui — les conditions sur Terre auront alors tellement changé qu’elle ressemblera exactement à Vénus.
Matériel par thème
L’augmentation de l’intensité de la réaction proton-proton affectera fortement la composition de l’étoile — l’hydrogène, peu affecté depuis sa naissance, commencera à brûler beaucoup plus rapidement. L’équilibre entre l’enveloppe et le cœur du Soleil sera perturbé : l’enveloppe d’hydrogène se dilatera, tandis que le cœur d’hélium, au contraire, se contractera. À l’âge de 11 milliards d’années, la force de rayonnement du cœur de l’étoile deviendra plus faible que la gravité qui le comprime — c’est désormais la compression croissante qui réchauffera le cœur.
Des changements significatifs dans la composition de l’étoile se produiront dans un autre milliard d’années, lorsque la température et la compression du cœur du Soleil augmenteront tellement que l’étape suivante de la réaction thermonucléaire — la «combustion» de l’hélium — sera atteinte. À la suite de cette réaction, les noyaux atomiques d’hélium s’entrechoquent d’abord, devenant une forme instable de béryllium, puis de carbone et d’oxygène. La puissance de cette réaction est incroyable : lorsque des îlots intacts d’hélium s’enflamment, le Soleil devient jusqu’à 5 200 fois plus brillant qu’aujourd’hui !
Le soleil géant rouge vu de la Terre par l’artiste.
Au cours de ces processus, le cœur du soleil continuera à se réchauffer, tandis que l’enveloppe s’étendra jusqu’aux limites de l’orbite terrestre et se refroidira considérablement, car plus la zone de rayonnement est grande, plus le corps perd de l’énergie. La masse du luminaire en souffrira également : les vents stellaires emporteront dans l’espace lointain les restes d’hélium, d’hydrogène et de carbone et d’oxygène nouvellement formés. C’est ainsi que notre Soleil se transformera en géante rouge. Le développement du luminaire s’achèvera lorsque l’enveloppe de l’étoile sera enfin épuisée et qu’il ne restera plus qu’un noyau dense, chaud et de petite taille : une naine blanche. Elle se refroidira lentement pendant des milliards d’années.
L’évolution de la composition des étoiles autres que le Soleil
Au stade de l’allumage de l’hélium, les processus thermonucléaires d’une étoile de la taille du Soleil s’arrêtent. La masse des petites étoiles n’est pas suffisante pour enflammer le carbone et l’oxygène nouvellement formés — le luminaire doit être au moins 5 fois plus massif que le Soleil pour que le carbone commence sa transformation nucléaire.
La chaîne de transformation des grandes étoiles est beaucoup plus longue : elle va jusqu’au fer. Des éléments plus lourds sont également créés. Ces étoiles ne peuvent plus faire marche arrière : elles explosent en supernova, laissant derrière elles un trou noir ou une étoile à neutrons. Cette dernière n’est pas constituée de la matière physique à laquelle nous sommes habitués : l’étoile est remplie de liquide superfluide, si dense que les protons et les électrons qu’elle contient ont fusionné en particules non chargées, les neutrons. Une boîte d’allumettes de matière stellaire hyperconcentrée pèserait des centaines de millions de tonnes.
Le stade final de l’évolution d’une étoile massive en coupe
Bien que le carbone et l’oxygène existent en même temps dans l’étoile, ils créent, lors des réactions de fusion, des substances réparties à des niveaux fondamentalement différents de l’étoile. Ainsi, le carbone produit des substances légères comme le néon, le sodium ou le magnésium. L’oxygène, quant à lui, crée des non-métaux lourds comme le soufre ou le phosphore, ou des métaux lâches comme l’aluminium. Avec l’azote, ils participent au cycle CNO de la combustion de l’hydrogène, le principal processus thermonucléaire dans les grandes étoiles de la séquence principale. Ils y catalysent la «combustion» nucléaire de l’hydrogène, ce qui la rend possible avec une compression gravitationnelle moindre.
Les spectres d’émission de différentes sources lumineuses
Il est intéressant de noter qu’un gramme d’hydrogène «brûlant» lors de la fusion produit 98 000 kilowattheures d’énergie. À titre de comparaison, un gramme d’uranium dans un réacteur nucléaire produit 22 000 kWh, et la combustion conventionnelle de l’hydrogène ne produit que 4,4 wattheures.
Comment connaître la composition des étoiles ?
La composition est la caractéristique la moins évidente des étoiles. C’est la dernière chose que l’humanité a appris à connaître. L’origine des étoiles a été devinée par le philosophe Emmanuel Kant au 18e siècle. D’autres paramètres, comme la couleur ou la luminosité, peuvent être évalués sans outils spéciaux, mais la matière dont les étoiles sont composées a longtemps tourmenté l’imagination des scientifiques.
Les scientifiques n’ont pu lever le voile sur ce mystère qu’au milieu du XIXe siècle, après l’invention des techniques d’analyse spectrale. Il s’avère que chaque source de lumière a un spectre d’émission unique, qui dépend directement de sa composition — les matériaux absorbent certaines lignes du spectre et en traversent d’autres. Grâce à l’analyse spectrale, les astronomes ont considérablement élargi les horizons de la connaissance humaine.
Date de publication: 12-26-2023
Mettre à jour la date: 12-26-2023