ÉTOILES

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Évolution des étoiles

L'étude de l'évolution stellaire a pour but de fournir l'interprétation physique de l'ensemble des observations dont on dispose sur la structure des étoiles. Le développement considérable de cette discipline depuis la fin des années 1950 a largement profité des performances croissantes des ordinateurs et de la mise au point des techniques d'analyse numérique adaptées. Parallèlement, les progrès rapides enregistrés en physique nucléaire ont permis d'affermir la connaissance des mécanismes de production d'énergie qui entretiennent le rayonnement des étoiles pendant la majeure partie de leur vie.

Si l'on excepte les novae et les supernovae, ainsi que les nébuleuses planétaires et certaines phases géantes rouges, l'observation montre que les étoiles sont des objets en équilibre hydrostatique : leurs propriétés observables n'évoluent que très lentement dans le temps. Cela permet de faire usage du théorème du viriel qui permet en principe de dégager les grandes lignes de l'évolution stellaire. L'énergie potentielle gravitationnelle Ω (négative) et l'énergie cinétique interne totale T (somme de l'énergie cinétique thermique des particules et de l'énergie cinétique associée aux mouvements d'ensemble de la matière stellaire : rotation de l'étoile, convection, turbulence, etc.) d'une étoile sont liées par la relation :

Il en résulte que l'énergie gravitationnelle que peut libérer une étoile en se contractant est pour moitié stockée sous forme d'énergie interne, alors que l'autre moitié est rayonnée dans l'espace. La contraction d'une proto-étoile cesse quand son cœur atteint la température de combustion de l'hydrogène, soit de 10 à 20 millions de degrés. Conformément au théorème du viriel, l'étoile a un rayon tel que son énergie interne totale soit égale à la moitié de l'énergie gravitationnelle libérée depuis le début de la contraction.

La fusion thermonucléaire de l'hydrogène en hélium fournit à l'étoile une énergie de loin supérieure à l'énergie gravitationnelle déjà libérée. L'étoile adopte alors une configuration stable de longue durée : elle a rejoint la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell, sur laquelle on recense la plupart des étoiles observées.

L'étoile se contracte à nouveau lorsque l'hydrogène est épuisé dans le cœur. Par la suite, plusieurs phases de combustion thermonucléaire d'éléments de masses atomiques de plus en plus élevées précédemment synthétisés se succèdent en alternance avec les phases de contraction gravitationnelle. Cette évolution, pendant laquelle la morphologie de l'étoile change beaucoup, arrive à son terme quand a été épuisée la totalité de l'énergie nucléaire disponible (fusion du silicium en fer et en nickel) ou bien encore quand la matière stellaire est parvenue à un état qui ne lui permet plus d'évacuer la majeure partie de son énergie, l'état dégénéré. Il n'existe pas de chemin évolutif unique, commun à toutes les étoiles. Ces dernières diffèrent entre elles dès leur formation par leurs masses et leurs compositions chimiques.

Les étoiles de petites masses, voisines de celles du Soleil, sont beaucoup plus nombreuses que celles de masses élevées (M ≥ 10 M⊙). On n'observe pas d'étoile de masse supérieure à environ 100 M⊙. Plus grande est la masse d'une étoile, plus grande est l'énergie gravitationnelle Ω ≃ — 3 GM2/5 R susceptible d'être libérée (G = constante d'attraction universelle ; R = rayon de l'étoile) ; cela lui permet d'atteindre des températures de plus en plus élevées.

Il est clairement établi que la composition chimique du gaz interstellaire au sein duquel les étoiles prennent naissance évolue dans le temps dans le sens d'un enrichissement en éléments lourds, synthétisés dans les étoiles. Ainsi les étoiles de formation relativement récente (population I) ont une composition voisine, en masse, de 70 p. 100 d'hydrogène, 28 p. 100 d'hélium et 2 p. 100 d'éléments lourds que l'on regroupe, par abus de langage, sous le nom de « métaux ». En revanche, les étoiles les plus vieilles (population II) sont beaucoup plus pauvres en métaux. Leur composition représentative est de 90 p. 100 d'hydrogène, 10 p. 100 d'hélium et 1 p. 1 000 de métaux. La composition chimique initiale d'une étoile affecte son évolution principalement pour deux raisons. La présence d'éléments lourds augmente l'opacité du gaz stellaire au rayonnement ; vers 106 K, cette opacité est principalement due à la présence des ions de carbone, d'azote, d'oxygène et de néon. D'autre part, ces mêmes noyaux peuvent catalyser les réactions de fusion thermonucléaire. C'est le cas de la fusion catalytique de l'hydrogène par le cycle CNO de Bethe.

En principe, la masse et la composition chimique d'une étoile suffisent à déterminer son évolution.

État de la matière aux densités stellaires

Des étoiles supergéantes – dont le rayon est plus de cinq cents fois supérieur à celui du Soleil – aux étoiles à neutrons – où il n'excède pas quelques dizaines de kilomètres –, la densité ρ de la matière stellaire suit à peu près la relation :log ρ ≃ 29,7 — 2,7 . lg R.. Elle varie donc sur plus de 20 décades. La densité d'un objet visible de masse M doit être inférieure à :

c est la vitesse de la lumière. Au-delà, la lumière ne peut plus s'en échapper et l'on a affaire à un trou noir (cf. trous noirs).

Dans les étoiles « normales », comme celles de la séquence principale ou les géantes rouges, la température est suffisamment élevée pour que la matière soit à l'état gazeux. Il est essentiel de connaître la pression qui règne à l'intérieur d'une étoile car ce sont ses variations d'un point à un autre qui produisent la force nécessaire pour équilibrer la force de gravité. À l'intérieur d'une telle étoile, les atomes sont ionisés. La pression due aux électrons libres s'ajoute à celle qu'exercent les ions. Les particules matérielles ne sont pas les seules à contribuer à la pression qui règne à l'intérieur d'une étoile : le champ intense de rayonnement électromagnétique exerce une pression proportionnelle à T4 qui peut, dans un gaz très chaud et peu dense, dominer celle qu'exercent les ions et les électrons. La pression exercée par les ions est bien représentée par la loi des gaz parfaits :

k est la constante de Boltzmann et Ni le nombre d'ions par unité de volume. Cela n'est pas vrai dans le cas des naines blanches, où les ions, pratiquement en contact les uns avec les autres, forment un réseau cristallin.

Ce sont les propriétés quantiques du gaz d'électrons qui influent le plus profondément sur le cours de l'évolution stellaire. Parce que ce sont des fermions (particules de spin égal à 1/2 , où est la constante de Planck), il existe une limite supérieure au nombre d'électrons de moment p que l'on peut trouver dans un gaz :

À basse densité, cette limite n'est pas atteinte, et la distribution des moments est très voisine de la distribution de Maxwell ; l [...]

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Évolution des étoiles

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Reste de supernova N 63A

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Pour citer l’article

André BOISCHOT, Jean-Pierre CHIÈZE, « ÉTOILES », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 28 novembre 2021. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/etoiles/