Masse d’une étoile

Notre Soleil a une masse de 1,99 × 10 27 tonnes, soit 330 000 fois plus lourd que la Terre. Mais c’est loin d’être la limite. L’étoile la plus lourde découverte, R136a1, pèse autant que 256 soleils. Et Proxima du Centaure, l’étoile la plus proche de nous, ne pèse guère plus d’un dixième de notre luminosité. La masse d’une étoile peut être remarquablement différente, mais y a-t-il une limite ? Et pourquoi est-elle si importante pour les astronomes ?

La masse est une caractéristique stellaire essentielle

La masse est l’une des caractéristiques les plus importantes et les plus inhabituelles d’une étoile. En sachant déterminer la masse d’une étoile, les astronomes peuvent déterminer avec précision son âge et son avenir. En outre, la masse détermine l’intensité de la compression gravitationnelle du luminaire, condition essentielle pour que le cœur de l’étoile s’enflamme dans une réaction thermonucléaire et commence à émettre de la lumière. La masse est donc un critère de passage dans la catégorie des étoiles. Les objets trop légers, comme les naines brunes, ne pourront pas briller correctement, et les objets trop lourds entrent dans la catégorie des objets extrêmes, comme les quasars.

Image d’un quasar avec un radiotélescope

Dans le même temps, les scientifiques peuvent à peine calculer la masse d’une étoile — le seul luminaire dont la masse est connue avec précision est notre Soleil. C’est la clarté que notre Terre a contribué à apporter. Connaissant la masse de la planète et sa vitesse autour du Soleil, il est possible de calculer la masse de l’étoile elle-même, en se basant sur la troisième loi de Kepler, mise au point par le célèbre physicien Isaac Newton. Johannes Kepler a mis en évidence la relation entre la distance de la planète à l’étoile et la vitesse de la révolution complète de la planète autour du luminaire, et Newton a complété sa formule avec les masses de l’étoile et de la planète. Une version modifiée de la troisième loi de Kepler est souvent utilisée par les astronomes, non seulement pour déterminer la masse des étoiles, mais aussi celle des autres objets cosmiques qui constituent ensemble un système gravitationnel.

Pour les luminaires lointains, nous n’avons encore que des suppositions à faire. La méthode la plus avancée (en termes de précision) est celle qui permet de déterminer la masse des systèmes d’étoiles doubles. Son erreur n’est «que» de 20 à 60 %. Une telle imprécision est essentielle pour l’astronomie : si le Soleil était 40% plus léger ou plus lourd, la vie sur Terre n’aurait pas vu le jour.

Un système de deux étoiles voisines tel qu’imaginé par l’artiste.

Lorsqu’il s’agit de mesurer la masse d’une seule étoile, à proximité de laquelle il n’y a pas d’objets visibles dont l’orbite peut être utilisée pour les calculs, les astronomes font des compromis. Aujourd’hui, il est admis que la masse des étoiles de la même classe spectrale est la même. Cela permet également aux scientifiques de relier la masse à la luminosité ou à la température d’une étoile, car ces deux caractéristiques dépendent de l’intensité des réactions nucléaires et de la taille de l’étoile, qui sont des indicateurs directs de la masse.

L’importance de la masse d’une étoile

Le secret de la masse des étoiles ne réside pas dans la qualité, mais dans la quantité. Notre Soleil, comme la plupart des étoiles de la séquence principale, est composé à 98 % des deux éléments les plus légers de la nature, l’hydrogène et l’hélium. Pourtant, il contient 98 % de la masse de l’ensemble du système solaire !

Comment des substances aussi légères peuvent-elles s’assembler pour former d’énormes boules brûlantes ? Il faut un espace dépourvu de grands corps cosmiques, beaucoup de matière et une poussée initiale pour que les premiers kilogrammes d’hélium et d’hydrogène commencent à être attirés l’un par l’autre. Dans les nébuleuses et les nuages moléculaires où naissent les étoiles, rien n’empêche l’hydrogène et l’hélium de s’accumuler. Ils s’accumulent tellement que la gravité commence à forcer les noyaux des atomes d’hydrogène à s’assembler. Cela déclenche une réaction thermonucléaire qui transforme l’hydrogène en hélium.

Matériaux par thème

Il est logique que plus la masse d’une étoile est importante, plus sa luminosité est élevée. En effet, dans une étoile massive, il y a beaucoup plus de «combustible» hydrogène pour la réaction thermonucléaire, et la compression gravitationnelle qui active le processus est plus forte. La preuve en est l’étoile la plus massive, R136a1, mentionnée au début de l’article : 256 fois plus massive que le Soleil, elle brille 8,7 millions de fois plus que notre étoile !

Mais la massivité a un inconvénient : en raison de l’intensité des processus de fusion nucléaire, l’hydrogène brûle plus rapidement dans les réactions thermonucléaires à l’intérieur du noyau stellaire. Par conséquent, les étoiles massives ne vivent pas très longtemps à l’échelle cosmique — quelques centaines, voire quelques millions d’années.

• Fait intéressant : lorsque la masse d’une étoile dépasse de 30 fois la masse du Soleil, elle ne peut vivre plus de 3 millions d’années, même si sa masse est supérieure à 30 fois la masse solaire. Ce phénomène est dû au dépassement de la limite de rayonnement d’Eddington. L’énergie d’un astre puissant devient telle qu’elle arrache la matière du luminaire dans des courants de vent stellaire — et plus l’astre est massif, plus la perte de masse est importante.

Une nébuleuse dans le Grand Nuage de Magellan créée par des vents stellaires

Nous avons examiné ci-dessus les processus physiques de base associés à la masse d’une étoile. Essayons maintenant de déterminer quelles étoiles peuvent être «fabriquées» avec leur aide.

Les limites de la masse d’une étoile

Bien que l’univers soit infini, les corps qui s’y trouvent ont des limites prescrites par les lois physiques. C’est particulièrement vrai pour les objets cosmiques complexes comme les étoiles, qui ne se contentent pas d’accumuler de la matière, mais rayonnent également de l’énergie.

Prenons l’exemple de ce rayonnement. Pour commencer, une étoile doit avoir une masse supérieure à 10-15 % de la masse solaire, faute de quoi l’hydrogène ne «brûle» pas dans une réaction nucléaire. Mais dès que le cœur de l’étoile commence à libérer de l’énergie, le luminaire cesse pratiquement de gagner de la masse.

Pourquoi ? Les étoiles existent grâce à l’équilibre entre les forces de gravité, qui tendent à recroqueviller l’étoile en une boule superdense, et le rayonnement, qui s’oppose à la pression. La force de libération de l’énergie, comme nous le savons déjà, croît avec la masse. Et lorsqu’une étoile atteindra une masse de 150 masses solaires (3 × 10 29 kg), son rayonnement deviendra plus fort que la pression gravitationnelle. La matière de l’étoile sera alors tout simplement projetée dans l’espace.

• Il est intéressant de noter que la prédominance de la compression gravitationnelle sur le rayonnement se termine malheureusement pour l’étoile. Cela se produit vers la fin de la vie d’une étoile, lorsqu’elle n’a plus de réactions thermonucléaires. Elle se transforme alors en naine blanche ou explose en supernova, laissant derrière elle une étoile à neutrons ou même un trou noir.

Mais atteindre 150 masses solaires est déjà une grande réussite pour une étoile lumineuse. Les étoiles se forment dans les nébuleuses par accrétion sphérique. En d’autres termes, les étoiles «enroulent» de la matière en spirale provenant de toutes les directions. Une étoile commence à briller bien avant que sa naissance ne soit achevée. Mais lorsque la masse de l'»embryon» de l’étoile dépasse 10 kg (1,99 × 10 28 kg), son rayonnement éloigne de l’étoile les matériaux de la nébuleuse, ce qui stoppe la prise de masse. Les planètes et les comètes sont souvent formées à partir de la matière rejetée par la nébuleuse.

Cela signifie-t-il qu’une étoile moyenne ne peut espérer dépasser 10 masses solaires ? Et la limite de masse est-elle une barre de 150 soleils ? La réponse à ces deux questions est non. Mais pour dépasser ces limites, il faut des conditions particulières.

Des conditions particulières pour les étoiles particulièrement lourdes

Les premières étoiles apparues dans le jeune Univers étaient gigantesques, des centaines de milliers de fois la masse du Soleil. Elles n’ont duré que quelques milliers d’années et ont explosé si violemment à la fin de leur vie qu’elles ont créé des éléments lourds modernes comme l’or. Mais comment ont-elles réussi à accumuler une telle masse sans la perdre sous la pression du rayonnement ?

La métallicité

Il s’agit de la métallicité d’une étoile, c’est-à-dire la mesure dans laquelle elle contient des substances autres que l’hélium et l’hydrogène. Elle influe sur la «transparence» conditionnelle du gaz stellaire. Si l’étoile ne contient pas de métaux, le rayonnement traverse la matière stellaire sans grande résistance. Par conséquent, l’étoile aura besoin d’une masse plus importante pour s’équilibrer avec la force de gravité.

Matériaux par thème

La faible métallicité caractérise principalement les étoiles de la population II, de vieilles étoiles lumineuses nées peu après le Big Bang, il y a environ 10 milliards d’années. Les étoiles plus proches du Soleil, attribuées à la population III, ont une métallicité beaucoup plus élevée : elles se sont formées à partir des restes d’étoiles précédentes, riches en matière lourde. Par conséquent, une étoile dont la composition est similaire à celle du Soleil ne peut pas être plus de 100 fois plus massive que le Soleil — leur matière a une plus grande résistance aux radiations.

Disque et accrétion compétitive

Comme on le voit, la composition d’une étoile est déterminée historiquement. Cependant, il existe des étoiles qui ont acquis une masse égale ou même supérieure à 150 masses solaires. Comment y sont-elles parvenues ?

Il faut des circonstances particulières. Les nuages moléculaires et les nébuleuses ne constituent pas un milieu homogène ayant la même densité et les mêmes mesures linéaires : il existe des zones de formes et de consistances différentes. Souvent, une nébuleuse s’étend comme un plan — une partie de la surface d’une protoétoile qui s’y forme peut s’étendre dans l’espace libre.

Une protoétoile avec accrétion de type disque

Cette disposition de l’embryon d’étoile lui permet d’effectuer une accrétion spéciale, de type disque. Au cours de cette accrétion, la matière de la nébuleuse absorbée par l’étoile entre en contact avec une surface radiative relativement faible. Ainsi, l’étoile continue d’absorber l’hélium et l’hydrogène de la nébuleuse même lorsqu’elle s’est «enflammée» — la quantité de rayonnement sur le plan d’accrétion n’est tout simplement pas suffisante pour repousser la matière.

Mais ce n’est pas tout. Toutes les étoiles, y compris celles qui viennent de naître, se déplacent autour du centre de la galaxie. En outre, dans une grande nébuleuse, il est rare qu’une seule étoile naisse. En général, plusieurs étoiles naissent en même temps et un lien gravitationnel s’établit immédiatement entre elles. Par conséquent, les étoiles se déplacent dans la nébuleuse mère, «avalant» sa matière au cours de nombreuses micro-collisions. L’étoile reçoit ainsi beaucoup plus de matière que si elle se contente de l’attirer passivement à elle. C’est pourquoi ce type d’accrétion est appelé accrétion «compétitive». Les piliers de la création dans la nébuleuse de l’Aigle, avant qu’ils ne soient détruits par une supernova, constituent un excellent exemple de ce type de formation stellaire.

Fusions d’étoiles et absorption interstellaire

Le dernier point fort de la formation stellaire est le secret de l’augmentation de la masse des étoiles au-delà de leur limite naturelle. Nous savons tous que les orbites des objets cosmiques se chevauchent souvent. Un corps dépourvu d’atmosphère, comme notre Lune, en est la preuve vivante : il est tacheté de traces de milliers de météorites.

Les étoiles, en raison de leur éloignement, entrent beaucoup moins souvent en collision. Mais entre les étoiles d’un même amas, surtout au stade de la formation, les collisions sont relativement fréquentes. Le contact habituel entre étoiles se termine par une collision cataclysmique : des morceaux de plasma stellaire explosent à des milliards de kilomètres de distance. Mais si les luminaires s’approchent l’un de l’autre sur une trajectoire appropriée, ils peuvent fusionner. C’est ainsi qu’est née l’étoile record R136a1, qui est trop grande même pour sa classe extrême d’étoiles Wolf-Raye super chaudes et très lumineuses.

R136a1 dans un rendu d’artiste

La fusion est le moyen le plus efficace pour une étoile de gagner de la masse. Ce n’est pas sans raison que tous les luminaires les plus massifs se trouvent dans des amas d’étoiles proches, où les collisions sont les plus probables. En théorie, l’absorption mutuelle d’étoiles peut produire des objets incroyablement grands — leur masse peut dépasser des dizaines de milliers de soleils. Mais existe-t-il une limite aux étoiles monstrueuses qui naissent des étoiles lumineuses parentes ?

Les scientifiques pensent que la limite physique se situe entre 500 000 et 1 million de masses solaires. Une grande quantité de rayonnement provenant de réactions nucléaires ne tient tout simplement pas : l’étoile s’effondre immédiatement en une hypernova de taille gigantesque. Cependant, à de telles masses, la gravité ne se comportera pas de la manière habituelle. L’étoile titanesque commencera à se diviser en «mini-étoiles» d’une masse de 1000 soleils, se dispersera dans une immense nébuleuse chaude ou s’effondrera en un système stellaire complet composé de luminaires de taille ordinaire. Tout dépendra de l’emplacement d’autres grands objets dans l’univers, avec lesquels l’étoile de masse extrême interagira à des distances de centaines de milliards de kilomètres.

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Date de publication: 12-26-2023

Mettre à jour la date: 12-26-2023