Les étoiles

Ken Tapping, 30 septembre 2015

Dans le ciel cette semaine…

  • Saturne est visible à l’horizon au sud-ouest en soirée. Elle glisse lentement dans les lueurs du couchant avant de passer derrière le Soleil.
  • Vénus se lève vers 3 heures et est suivie peu après de Mars (beaucoup moins brillante) et de Jupiter (d’une luminosité comparable).
  • Les trois planètes sont visibles autour de 5 heures.
  • Dernier quartier de la Lune le 4 octobre.

On peut comparer l’explosion d’une bombe à hydrogène à une étoile miniature éphémère. Dans une telle bombe, des atomes d’hydrogène sont tellement comprimés et tellement chauffés qu’ils subissent une fusion nucléaire. L’énergie nécessaire est fournie par une bombe à fission nucléaire qui sert de détonateur. Lorsque les atomes d’hydrogène comprimés atteignent des millions de degrés, ils se combinent pour former des éléments plus lourds, tels que l’hélium, ce qui libère des quantités phénoménales d’énergie. La réaction se poursuit jusqu’à l’épuisement du combustible ou jusqu’à ce que la boule de gaz en fusion se dilate à un point tel que sa température diminue trop. On peut ainsi dire que les étoiles sont alimentées par l’explosion continue et rigoureusement contrôlée d’une mégabombe à hydrogène.

À l’origine d’une étoile, un nuage de gaz s’effondre sur lui-même, créant une immense sphère de gaz. Sous l’effet du poids de la matière, le noyau de la sphère se contracte et devient de plus en plus chaud. Si la quantité de gaz est suffisante, la température du noyau peut atteindre de 10 à 20 millions de degrés, comme à l’intérieur d’une bombe à hydrogène, ce qui est suffisant pour déclencher la fusion nucléaire. Dans cette réaction, quatre atomes d’hydrogène se combinent pour former un atome d’hélium, libérant une quantité phénoménale d’énergie. La fusion atomique qui se produit au cœur d’une étoile ne provoque pas d’explosion, car le poids de l’enveloppe entourant le noyau y fait obstacle. Lorsque la température s’élève trop, la pression au cœur de la jeune étoile l’amène à se dilater : la température du noyau et la pression qui y règne diminuent aussitôt, ce qui a pour effet de ralentir le processus de fusion. Si la vitesse des réactions nucléaires diminue trop, l’étoile s’affaisse, ce qui accroît la température interne et augmente la vitesse des réactions. Ces forces contraires contribuent à maintenir l’étoile à l’état d’équilibre.

La vie d’une étoile comporte trois grandes étapes : la jeunesse, qui suit immédiatement la formation, où l’étoile se stabilise; la maturité, étape la plus longue, est caractérisée par la combustion contrôlée; et la vieillesse, où le combustible s’épuise et les réactions deviennent possiblement chaotiques. Même si les étoiles traversent toutes ces phases, leur durée de vie varie considérablement. Une très grosse étoile peut franchir toutes ces étapes et exploser le temps qu’une petite étoile tende encore vers la phase d’équilibre. Notre Soleil est parvenu à mi-chemin de sa durée de vie, estimée à 10 milliards d’années.

La durée de vie d’une étoile dépend de la quantité de matière amassée au moment de la formation. Si la protoétoile agglomère beaucoup de matière avant de s’allumer et de souffler le reste des gaz de son nuage, la pression à l’intérieur du noyau sera plus grande en raison du poids de la matière qui l’entoure, et la température sera également plus élevée. Comme la force qui s’exerce sur le noyau sera plus grande, les réactions seront plus nombreuses et plus intenses. Lorsque la masse de l’étoile double, son intensité lumineuse devient 15 fois plus grande, mais son combustible s’épuise en moins de 2 milliards d’années. Une étoile faisant environ 100 masses solaires est condamnée à une vie très brève. Les étoiles qui ont une masse comparable à celle du Soleil finissent par exploser, soufflant leur enveloppe externe, ce qui a pour effet de les refroidir. Les grosses étoiles quant à elles s’effondrent sur elles-mêmes et explosent.

À cette période de l’année, le triangle d’été, un astérisme formé des étoiles Véga, Deneb et Altair, brille haut dans le ciel et est facile à trouver. Véga, une étoile d’un blanc bleuté, est pratiquement perpendiculaire à la Terre ou légèrement décalée à l’ouest. Moins lumineuse, Deneb se trouve à la gauche de Véga. Altair, plus bas dans le ciel, forme le dernier sommet du triangle. Véga se trouve à 25 années-lumière de la Terre et est environ 40 fois plus brillante que le Soleil. Altair qui est plus proche, à seulement 11 années-lumière, est environ 11 fois plus lumineuse. Même si Deneb paraît moins brillante et moins spectaculaire en raison de sa distance –2 500 années-lumière –, elle est 250 000 fois plus brillante que le Soleil. Elle fait environ 20 fois sa masse, ce qui signifie qu’elle aura une courte vie à l’échelle astronomique, qui se terminera par une forte explosion.

Ken Tapping est astronome à l'Observatoire de radio-astrophysique du Conseil national de recherches du Canada, à Penticton (C.-B.) V2A 6J9.

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