L`énergie des étoiles - Le Repaire des Sciences

1/17
L’énergie des étoiles
Une étoile est une boule gazeuse dont la taille (plusieurs centaines de milliers de kilomètres) et
la densité sont telles que la région centrale — le cœur — atteint la température nécessaire (de
l'ordre du million de kelvins au minimum) à l'amorçage de réactions de fusion nucléaire. Une
étoile génère donc un rayonnement, au contraire de la plupart des planètes (comme la Terre)
qui ne font que recevoir l'énergie de l'étoile ou des étoiles autour desquelles elles gravitent.
Pendant une grande partie de sa vie, avant que ses ressources d'énergie ne s'épuisent, une étoile
est en équilibre hydrostatique sous l'action de deux forces qui s'opposent : la gravitation, qui
tend à faire s'effondrer l'étoile, et la pression cinétique (avec la pression de radiation pour les
étoiles massives) due aux réactions de fusion nucléaire, qui tend au contraire à faire exploser
l'astre. Le Soleil est lui-même une étoile assez typique (pour ne pas dire banale) dont la masse,
de l'ordre de 2.1030 kg, est représentative de celle des autres étoiles.
Les étoiles sont regroupées au sein de galaxies. Une galaxie typique, comme la nôtre, la Voie
Lactée, contient plusieurs centaines de milliards d’étoiles. Au sein des galaxies, les étoiles
peuvent être liées dans des systèmes multiples (quelques étoiles) ou des amas (plusieurs
dizaines à quelques centaines de milliers d’étoiles). La sphère céleste fait également apparaître
des groupements d’étoiles appelés constellations ; il s’agit en fait d’une illusion due à l’effet de
projection, les étoiles les composant étant généralement situées à des distances de la Terre très
différentes.
Masse
Une étoile possède une masse comprise entre 0,07 et environ 150 fois celle du Soleil (elle-même
égale à 300 000 fois celle de la Terre). Les astres de masse plus faible ne permettent pas
l’amorçage des réactions de fusion nucléaire de l’hydrogène, alors que les étoiles de masse plus
élevée sont sujettes à des instabilités entraînant une perte de masse. La durée de vie d’une étoile
est essentiellement déterminée par la vitesse à laquelle se produisent les réactions nucléaires :
plus la masse de l’étoile est élevée, plus les réactions nucléaires sont rapides et la durée de vie
de l’étoile brève. Les étoiles les plus massives ont une durée de vie de quelques millions
d’années seulement, les moins massives de plus de mille milliards d’années. Une étoile comme
le Soleil a une durée de vie de l’ordre de 10 milliards d’années.
La détermination de la masse d’une étoile ne peut se faire de façon précise que lorsqu’elle
appartient à un système binaire par l’observation de son orbite. La troisième loi de Kepler
permet alors de calculer la somme des masses des deux étoiles de la binaire à partir de sa
période et du demi-grand axe de l’orbite décrite et de la distance de la Terre à l’étoile double
observée. Le rapport des masses est obtenu par la mesure de la vitesse radiale des deux étoiles
de la binaire. La connaissance de la somme et du rapport des masses permet de calculer la
masse de chaque étoile. C’est la technique la plus précise.
D’autres estimations sont possibles pour des étoiles non binaires (simples) en utilisant la
détermination spectroscopique de la gravité de surface et la mesure du rayon de l’étoile par
interférométrie. Enfin, si l’étoile est observée de façon précise en photométrie et si sa distance,
sa composition chimique et sa température effective sont connues, il est possible de la
positionner dans un diagramme de Hertzsprung-Russell (noté HR) qui donne immédiatement
la masse et l’âge de l’étoile (Théorème de Vogt-Russell).
Le théorème de Vogt-Russell peut s’énoncer ainsi : si en tous points d’une étoile la connaissance des
valeurs de la température, de la densité et de la composition chimique du plasma interne sont suffisantes
pour calculer la pression, l’opacité du plasma et le taux d’énergie produit, alors la masse et la composition
S. Bourdreux

2/17
chimique de l’étoile sont suffisantes pour décrire la structure de celle-ci. Il en résulte les relations masse-
rayon ou masse-luminosité des étoiles.
Taille
Comparativement à notre planète (12 756 km
de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le
Soleil a un diamètre d’environ un million et
demi de kilomètres et certaines étoiles (comme
Antarès ou Bételgeuse) ont un diamètre des
centaines de fois supérieur à ce dernier.
Le diamètre d’une étoile n’est pas constant
dans le temps : il varie en fonction de son
stade d’évolution. Il peut aussi varier
régulièrement pour les étoiles variables
périodiques (RR Lyrae, Céphéides, Miras,
etc.).

3/17
Composition
La composition chimique de la matière d’une étoile ou d’un gaz dans l’Univers est
généralement décrite par trois quantités en nombre de masse : X (l’hydrogène), Y (l’hélium) et Z
la métallicité. Ce sont des grandeurs proportionnelles satisfaisant la relation : X + Y + Z = 1.
La métallicité est la quantité (mesurée en nombre, ou généralement par masse) des éléments
plus lourds que l’hélium présents dans l’étoile (ou plutôt sa surface). Le Soleil possède une
métallicité (notée Z) de 0,02 : 2 % de la masse du Soleil est composée d’éléments qui ne sont ni
de l’hydrogène, ni de l’hélium. Pour le Soleil, ce sont principalement du carbone, de l’oxygène,
de l’azote et du fer. Bien que cela semble faible, ces deux pourcents sont pourtant très
importants pour évaluer l’opacité de la matière de l’étoile, qu'elle soit interne ou dans son
atmosphère. Cette opacité contribue à la couleur, à la luminosité et à l’âge de l’étoile (cf.
diagramme de Hertzsprung-Russell et théorème de Vogt-Russell).
L’opacité est directement liée à la capacité de l’étoile à produire un vent stellaire (cas extrême
des étoiles Wolf-Rayet, étoiles chaudes, massives et évoluées où la perte de masse par vent
solaire est tellement élevée que ce dernier est optiquement épais).
Température et couleur
La plupart des étoiles paraissent blanches à l’œil nu, parce que la sensibilité de l’œil est
maximale autour du jaune. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter que de
nombreuses couleurs sont représentées : bleu, vert, jaune, rouge. L’origine de ces couleurs resta
longtemps un mystère jusqu’à il y a deux siècles, quand les physiciens eurent suffisamment de
compréhension sur la nature de la lumière et les propriétés de la matière aux très hautes
températures.
La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la
température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c’est-à-dire du
plus chaud vers le plus froid. Ils sont classés par les lettres O B A F G K M1. Le Soleil, par
exemple, est de type spectral G.
Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi
mesurer sa luminosité. En fait, pour un type spectral donné, la taille de l’étoile est corrélée à sa
luminosité, la luminosité étant fonction de la surface — et donc de la taille de l’étoile. Les étoiles
O et B sont bleues à l’œil comme β Orionis ; les étoiles A sont blanches comme α Canis Majoris
(Sirius) ou α Lyrae (Vega) ; les étoiles F et G sont jaunes, comme le Soleil ; les étoiles K sont
orange comme α Bootis (Arcturus) ; et enfin les étoiles M sont rouges comme α Orionis
(Bételgeuse).
On peut définir un indice de couleur, correspondant à la différence de flux photométrique dans
deux bandes spectrales dites bandes photométriques (les filtres). Par exemple, le bleu (B) et le
visible (V) formeront ensemble l’indice de couleur B-V dont la variation est reliée à la
température de surface de l’étoile et donc à son type spectral. Les indices de température les
plus utilisés sont le B-V, le R-I et le V-I car ce sont les plus sensibles à la variation de la
température.
1 Pour s’en souvenir ; Oh Be A Fine Girl, Kiss Me…

4/17
Formation et évolution
La formation d’étoiles est due à l’effondrement d’un nuage de gaz et à sa fragmentation
possible en plusieurs proto-étoiles, lesquelles s’échauffent à mesure qu’elles se contractent. La
température peut alors atteindre une valeur telle que le cœur « s’allume » : l’hydrogène
fusionne en hélium, fournissant l’énergie qui arrête l’effondrement. L’étoile entre alors dans la
séquence principale où elle passe la majeure partie de sa vie. L’énergie produite par cette
conversion est progressivement évacuée par l’étoile à la fois par convection et par radiation et
s’échappe finalement de la surface de l’étoile sous forme de rayonnement, de vents stellaires et
de neutrinos. Son évolution ultérieure dépend essentiellement de sa masse. Plus celle-ci est
élevée, plus l’étoile est en mesure d’amorcer des réactions de fusion avec des éléments

5/17
chimiques de plus en plus lourds. Elle peut ainsi synthétiser du carbone, puis de l’oxygène, du
néon, etc. La quasi-totalité des éléments plus lourds que l’hélium est produite dans les étoiles
(on parle de nucléosynthèse stellaire) dans les derniers stades de leur évolution. Si une étoile est
suffisamment massive pour synthétiser du fer, alors elle est vouée à connaître une fin
paroxystique sous forme de supernova : son cœur implose et ses couches externes sont
disloquées par le processus. Le résidu laissé par l’implosion du cœur est un objet extrêmement
compact, qui peut être soit une étoile à neutrons, éventuellement détectable sous la forme d’un
pulsar, soit un trou noir. Les étoiles moins massives connaissent une fin de vie moins violente :
elles perdent peu à peu la majeure partie de leur masse, qui forme par la suite une nébuleuse
planétaire, et voient leur cœur se contracter lentement pour former une naine blanche.
Structure
À partir des différentes grandeurs mesurées et de simulations issues de différents modèles, il
est possible de construire une image de l’intérieur d’une étoile, bien qu’il nous soit presque
inaccessible. En l’état actuel de nos connaissances, une étoile est structurée en différentes
régions concentriques, décrites ci-après à partir du centre.
Le noyau
Le noyau (ou cœur) est la partie centrale de l’étoile, concentrant une grande partie de la masse
de l’astre, dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires qui dégagent l’énergie
nécessaire à sa stabilité. Le noyau est la zone la plus dense et la plus chaude, et, dans le cas du
Soleil, atteint la température de 15,7 millions de kelvins. Dans ces conditions extrêmes, la
matière se trouve sous forme de plasma ; par effet tunnel, les noyaux d’hydrogène (protons) ou
d’autres éléments chimiques atteignent des vitesses leur permettant de vaincre leur répulsion
électrique et de fusionner : par exemple, dans les chaînes nucléaires dites proton-proton (ou
PP1, PP2…), les protons fusionnent par groupe de quatre pour donner un noyau d’hélium,
composé de deux protons et de deux neutrons. Il se produit alors un dégagement d’énergie.
La zone radiative