La température d’une étoile

Les étoiles font partie des objets les plus chauds de l’univers. C’est la température élevée de notre Soleil qui a rendu possible la vie sur Terre. Mais la raison d’un tel échauffement des étoiles est longtemps restée inconnue.

D’où vient la chaleur d’une étoile ?

Le secret de la température élevée d’une étoile se trouve en son sein. Il ne s’agit pas seulement de la composition du luminaire : toute la chaleur de l’étoile provient littéralement de l’intérieur. Le noyau est le cœur chaud de l’étoile, où se produit la réaction de fusion thermonucléaire, la plus puissante des réactions nucléaires. Ce processus est la source d’énergie de l’ensemble du luminaire : la chaleur du centre s’élève vers l’extérieur, puis dans l’espace.

Matériel sur le sujet

La température d’une étoile varie donc fortement en fonction de l’endroit où elle est mesurée. Par exemple, la température au centre de notre Soleil atteint 15 millions de degrés Celsius, mais à la surface, dans la photosphère, la chaleur tombe à 5 000 degrés Celsius.

Mais il y a aussi la couronne stellaire, la partie la plus élevée de l’atmosphère de l’étoile. Sa température est exceptionnellement élevée par rapport au réchauffement des couches inférieures — dans le Soleil, elle atteint 900 000 à 1 million de degrés Celsius. Les scientifiques ne connaissent pas encore la cause exacte de ce saut, mais il est clair qu’il est lié au champ magnétique du Soleil. Celui-ci joue un rôle important dans la formation de la température finale de la surface de l’étoile — mais nous y reviendrons un peu plus loin.

Le Soleil est l’étoile la plus répandue dans l’Univers, sa température est donc typique de la plupart des étoiles visibles. Cependant, il existe des étoiles plus chaudes : la surface chaude d’étoiles supergéantes bleues telles que Jeta, dans la constellation de Korma, atteint 200 000 °C ! Il est effrayant d’imaginer la température de leur cœur, qui dépasse les cent millions de degrés centigrades. Les géantes rouges, au contraire, sont plus froides : leur photosphère ne s’échauffe que de 2,5 à 3 000 degrés centigrades.

Comme on peut le constater, la couleur d’une étoile est directement déterminée par sa température : plus l’étoile est chaude, plus sa lumière est proche de la couleur bleue. Le critère couleur-température est déterminant pour la répartition des étoiles en classes spectrales. Il est également l’un des principaux facteurs de localisation de la luminosité dans le diagramme de Hertzsprung-Russell — il peut être utilisé pour trouver des étoiles présentant des caractéristiques similaires, ainsi que pour déterminer l’âge de l’étoile.

Pourquoi la température d’une étoile est-elle si différente ?

L’union primaire des atomes d’hydrogène est la première étape du processus de fusion nucléaire

En effet, les différences de chauffage entre le cœur d’une étoile et sa surface sont surprenantes. Si toute l’énergie du cœur du Soleil était distribuée uniformément dans l’étoile, la température de surface de notre luminaire serait de plusieurs millions de degrés centigrades ! Les différences de température entre les étoiles de différentes classes spectrales sont tout aussi frappantes.

En fait, la température d’une étoile est déterminée par deux facteurs principaux : le niveau d’énergie émis par le cœur et la surface de rayonnement. Examinons-les de plus près.

Émission d’énergie par le noyau

Bien que le cœur s’échauffe jusqu’à 15 millions de degrés, toute cette énergie n’est pas transférée aux couches voisines. Seule la chaleur de la réaction thermonucléaire est rayonnée. L’énergie de la compression gravitationnelle, bien que puissante, reste à l’intérieur du noyau. Ainsi, la température des couches supérieures de l’étoile n’est déterminée que par la puissance des réactions thermonucléaires dans le cœur.

Les différences peuvent être qualitatives et quantitatives. Si le cœur est suffisamment grand, une plus grande quantité d’hydrogène y est «brûlée». Les étoiles jeunes et matures de la taille du Soleil, ainsi que les géantes bleues et les supergéantes, gagnent de l’énergie de cette manière. Les étoiles massives comme les géantes rouges utilisent non seulement de l’hydrogène, mais aussi de l’hélium, voire du carbone et de l’oxygène dans le «four» nucléaire.

Matériel sur le sujet

Les processus de fusion avec des noyaux d’éléments lourds produisent beaucoup plus d’énergie. Dans une réaction de fusion thermonucléaire, l’énergie est produite par l’excès de masse des atomes qui fusionnent. Lors de la réaction proton-proton qui a lieu à l’intérieur du Soleil, 6 noyaux d’hydrogène de masse atomique 1 se combinent en un noyau d’hélium de masse 4 — en gros, 2 noyaux d’hydrogène supplémentaires sont convertis en énergie. Et lorsque le carbone «brûle», des noyaux de masse 12 entrent déjà en collision — la production d’énergie est donc beaucoup plus importante.

Surface de rayonnement

Cependant, les étoiles ne se contentent pas de produire de l’énergie, elles en dépensent également. Par conséquent, plus une étoile dégage d’énergie, plus sa température est basse. La quantité d’énergie dégagée est le principal déterminant de la surface de rayonnement.

Cette règle se vérifie même dans la vie quotidienne : le linge sèche plus vite s’il est suspendu à une corde. La surface d’une étoile élargit son noyau. Plus il est dense, plus sa température est élevée — et lorsqu’une certaine barre est atteinte, l’hydrogène situé à l’extérieur du noyau stellaire s’enflamme sous l’effet de la chaleur.

Le cœur des géantes rouges est très dense car il contient beaucoup d’hélium. Il est parfois déjà «allumé» par une réaction thermonucléaire. Par conséquent, leur surface dépasse celle du Soleil de plusieurs dizaines de milliers, voire d’un million de fois ! Ainsi, la photosphère des géantes rouges, même les plus grandes, est deux fois plus froide que la surface du Soleil.

Lever de soleil sur une géante rouge, vue d’artiste

Différences de température à la surface

Un autre point important est que certains endroits de la surface d’une même étoile peuvent avoir des températures différentes. Les différences peuvent atteindre plusieurs milliers de degrés Celsius ! Tout dépend de la manière dont l’énergie est transférée depuis le cœur de l’étoile. Les astrophysiciens en distinguent deux principaux : le transfert radiatif et la convection :

• Lors du transfert radiatif, l’énergie de la fusion nucléaire part du centre de l’étoile et traverse la matière stellaire sous forme de rayons. Cette voie est efficace en termes de conservation de l’énergie, mais très lente. Si la zone de transfert radiatif est proche du centre de l’étoile, comme dans notre Soleil, le trajet des rayons prendra plusieurs dizaines de milliers d’années.
• La convection repose sur une loi naturelle bien connue : les liquides et les gaz chauds montent vers le haut et les liquides et les gaz froids descendent vers le bas. Les étoiles étant constituées de gaz, la convection y est également observée. La matière stellaire, chauffée dans les couches les plus chaudes de l’étoile, s’élève vers les zones les plus froides du luminaire, où la pression du gaz est moindre. Là, l’énergie prélevée à l’intérieur est restituée sous forme de rayonnement.

Schéma des flux d’énergie dans une étoile de type solaire

La localisation des zones de transfert radiatif et de convection dépend de la masse de l’étoile. Dans les étoiles de masse inférieure à la masse solaire, seule la convection prédomine. Les étoiles massives transfèrent la chaleur du cœur vers les couches externes par convection, et jusqu’à la surface par transfert radiatif.

Dans le cas du Soleil, c’est l’inverse : l’énergie du noyau part sous forme de rayons, puis est déjà projetée à la surface par les flux convectifs du plasma stellaire. Là, dans la photosphère, l’énergie du Soleil est à nouveau transformée en lumière, y compris celle visible par l’œil humain.

C’est la convection à la surface du Soleil qui est à l’origine des variations de température. Les endroits où cela se produit sont également caractéristiques sur le plan visuel. Les trois principaux types sont les éruptions, les taches et les protubérances.

• Les éruptions sont des zones chaudes et brillantes du Soleil. Leur température est de 1 à 2 000 degrés centigrades au-dessus de la surface environnante.
• Les taches sont des zones plus froides et plus sombres de la photosphère de l’étoile. L’échauffement de leur centre est inférieur de 2000 °C à la température habituelle du Soleil. Il existe également une «ombre» autour des taches, qui est déjà plus chaude — elles ne sont que 200 à 500 degrés plus froides que la photosphère environnante.
• Les prominences sont des éruptions de matière stellaire provenant des profondeurs qui s’élèvent au-dessus de l’atmosphère solaire. Bien qu’elles soient plus froides que la couronne solaire, leur température est plus élevée que celle de la photosphère — jusqu’à 15 000 degrés Celsius.

Taches, éruptions et protubérances

Les éruptions, les taches et les protubérances solaires apparaissent sur le Soleil lorsque les champs magnétiques de l’étoile traversent la photosphère pendant les périodes d’activité accrue. Les éruptions apparaissent là où les lignes magnétiques accélèrent les flux convectifs de gaz provenant des profondeurs du Soleil. Les proéminences ont une origine similaire, mais leur zone de sortie du champ magnétique est beaucoup plus étroite et la force des lignes magnétiques est plus importante. Dans les taches, au contraire, le champ magnétique inhibe le processus de transfert thermique, de sorte qu’elles sont moins lumineuses et plus froides.

En raison de sa proximité avec nous, le Soleil est la seule étoile à avoir été observée comme présentant de tels phénomènes. Mais comme la nature des étoiles est très similaire, les astronomes supposent la présence de taches et d’éruptions sur d’autres luminaires.

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Date de publication: 12-26-2023

Mettre à jour la date: 12-26-2023