Couleur et vie des étoiles.

1 Notre environnement. Distances, forces, températures, chimie, électricité et optique : éléments du quotidien

2 La lumière. Unique information qui nous provient du cosmos.

Historique de la connaissance de la nature de la lumière.

Observation d’une zone de ciel pour constater les différences. (Orion).

Phénomènes de générations et de transformation de la lumière.

3 Utilisation des informations contenues dans la lumière. Classification par genre. Diagramme HR, luminosité et température.

Analyse de la composition chimique à partir de l’information spectroscopique.

Interprétation de l’observation

4 Origine de l’énergie des étoiles. Naissance d’une étoile.

Principe de la réaction nucléosynthèse.

Parcours d’un photon, modification de son énergie.

Evolution de la température du cœur vers la surface.

Liaison luminosité et énergie consommée, durée de vie.

5 Mort d’une étoile Emballement de la réaction thermonucléaire.

Augmentation du volume, baisse température de surface.

Epuisement du combustible, effondrement.

Particularité des étoiles variables.

Transformation selon la masse.

Supernova, onde de choc et trous noirs.

Notre environnement

Nous vivons dans un monde où les forces régissent notre quotidien. Nous avons appris à les

quantifier et à les utiliser. Les distances, températures ou vitesses sont des éléments qui

nous sont familiers. Nous utilisons l’électricité, le téléphone ou la radio, sans soupçonner

que ces appareils utilisent des forces identiques à celles qui engendrent la lumière et les

infinies couleurs dont nous profitons.

Mais, pour découvrir l’Univers qui nous entoure, nous ne disposons pourtant que de cette

information. Impossible de dérouler un ruban pour mesurer des distances, de peser le

moindre élément de l’Univers ou d’en faire une analyse chimique. Les seules informations

qui nous parviennent sont contenues dans les rayonnements lumineux ou plus exactement

les rayonnements électromagnétiques.

Il est donc primordial de comprendre la nature de cette force afin d’en interpréter les

différentes informations qu’elle nous transmet depuis l’espace.

NB Par l’analyse de particules venues de l’espace, les scientifiques disposent depuis

quelques décennies, d’informations qui ne sont pas transmissent par des phénomènes

électromagnétiques.

La Lumiére

Historique

Comme l’air, la lumière nous est tellement familière que son existence en tant que

phénomène physique propre n’est pas évidente.

Dans l’antiquité, pour expliquer la vision des objets, différentes hypothèses se sont

succédées. Certains imaginaient que l’œil tel un radar, envoyait un rayon que l’objet

reflétait, d’autres évoquaient une émanation propre des atomes constituant les

objets.

Ce n’est qu’au XVII siècle que : Descartes puis au XVIII Newton entreprirent une

analyse expérimentale de ce phénomène. En décomposant et recomposant un rayon

lumineux isolé par un dispositif optique, ils en déduisent que :

La lumière est un phénomène propre contenant la notion de couleur et que sa

transmission était assurée par des particules.

Pour expliquer sa propagation, Newton introduit la notion d’éther.

A la même époque, Huygens contredit Newton en construisant, à partir de méthodes

expérimentales, une théorie où la lumière est une onde sans matière.

Par la suite, Young, Fresnel, Foucault, accentuèrent cette vision d’onde sans matière.

Puis, Maxwell au XIX siècle, fait l’hypothèse que le phénomène est de même nature

que l’électricité. Analysant le résultat de nombreuses expériences, il établit les

équations de base de l’électromagnétisme.

Enfin, Planck Broglie et Einstein, donnèrent à la lumière le statut utilisé de nos jours

ou Les ondes électromagnétiques sont une association de particules portées par une

onde qui ne nécessite pas de support pour se déplacer.

Elle peut être analysée selon les circonstances en flot de particules ou en onde.

Comme une personne peut être décrite par la couleur de ses yeux ou par sa taille.

Il est important de rappeler cet historique car, cette évolution de la compréhension du

phénomène, a directement permis d’interpréter les éléments recueillis lors des

observations. Et, en conséquence, ont permis de franchir de nombreuses étapes pour

l’astrophysique.

Ce que nous voyons.

Si, par une belle nuit étoilée, nous regardons certaines régions du ciel, nous pouvons

distinguer une grande variété de couleurs. Avec un petit instrument nous découvrons

immédiatement différentes structures.

La photo ci-dessus nous reproduit l’image de la région de la constellation d’Orion. Cette zone

est particulièrement intéressante pour notre réflexion car elle nous donne l’image de

nombreux objets d’aspects différents qui imageront les analyses que nous allons faire :

Pourquoi observe-t-on une grosse étoile rouge, d’autres bleutées ou blanches, plus ou moins

grosses, et même, un objet au contour imprécis ?

Pour répondre à ces questions, nous allons décrire la manière dont ces différents objets

émettent leur lumière.

Phénomènes provoquant l’émission de

lumière.

Nous avons rappelé que la lumière est un phénomène électromagnétique qui associe ondes

et particules (photons).

Ces particules sont émises quand un électron perd de son énergie.

Elles assurent une règle de base de la physique qui est le principe de conservation d’énergie.

De même, les photons peuvent être absorbés dans certaines circonstances par les électrons

qui voient alors leurs niveaux d’énergie augmenter.

La fréquence de l’onde associée au photon dépend de la quantité d’énergie échangée.

Plus l’énergie sera grande, plus la fréquence sera élevée.

Nature des phénomènes provoquant cet échange d’énergie.

Emission thermique.

L’agitation moléculaire induite par la chaleur entraîne une émission de photons. Pour

isoler ce phénomène, nous faisons appel à la notion de ‘corps noir’. Cette approche

analyse le comportement d’un objet qui n’émet que le rayonnement qu’il produit et

n’en réfléchit aucun. Le Soleil en est un bon exemple la Lune n’en est pas un.

Si l’on observe un tel objet, on constate que le rayonnement issu de l’émission

thermique se fait avec une répartition de fréquence représentée par une courbe en

forme de cloche

Le maximum de cette courbe est fonction de la température. Cette fréquence dite

principale évolue selon la loi de Wien en fonction de la puissance trois de la

température en degrés Kelvin. L’énergie produite (luminosité) évolue quant à elle,

selon la puissance quatre.

L’analyse du rayonnement d’un corps noir permet donc de définir directement sa

température. (Température de la surface d’émission). La mesure de sa luminosité

définit la quantité d’énergie rayonnée ce qui permet d’en calculer la dimension de la

surface d’émission.

Excitation des électrons d’un atome spécifique.

La charge électrique d’un atome est neutre. Les charges négatives des électrons qui

entourent le noyau compensent les charges positives des protons qui le constitue.

Les neutrons sans charge peuvent compléter la structure du noyau.

Les électrons sont retenus en périphérie par couches successives de niveau d’énergie

croissant. Chaque couche ne peut contenir qu’un nombre défini d’électron.

Si un photon tente d’extraire un électron de sa position, il ne peut y parvenir

qu’apportant une quantité d’énergie égale à celle correspondant au changement de

couche.

Cette quantité d’énergie correspondant à une longueur d’onde, le photon est

absorbé et l’atome est alors instable et ionisé. Rapidement, l’électron reprendra sa

place et restituera un photon de même énergie dans une direction aléatoire.

Ce phénomène fera apparaître des discontinuités dans la répartition des fréquences qui

composent la lumière. On parlera de raies d’absorption ou de raies d’émission.

L’emplacement de ces raies indiquera avec précision la nature de l’atome excité

Rayonnement cyclotron, synchrotron.

Ces rayonnements sont émis lorsque des électrons (ou autre charge électrique)

subissent une accélération.

Cette accélération peut être provoquée par un champ magnétique (cyclotron) ou par

la charge électrique des protons du noyau d’un atome (synchrotron). Ces derniers,

plus puissants sont plus fréquemment observés en astronomie

Modification du spectre.

Le rayonnement peut, lors de son parcours, subir des modifications :

- Si la source se déplace par rapport à la réception, la lumière subira l’effet Doppler

Il aura pour conséquence, un déplacement des fréquences de l’ensemble du

spectre. Vers le bleu si l’objet se rapproche (rétrécissement de la période). Vers le

rouge si l’objet s’éloigne. (Allongement de la période.).

- C’est ce phénomène, observé sur les galaxies lointaines (red shift) qui est à

l’origine de la théorie du ‘big bang’.

- L’effet Compton se produit dans le cas ou un électron et un proton de niveau

d’énergie très différent se frôlent, une partie de l’énergie du composant le plus

chargé peut être cédée au composant le moins énergétique. La fréquence de

l’onde s’en trouve ainsi modifiée.

Utilisation des informations contenues

dans la lumière

Répartition des étoiles suivant leurs spectres.

Pour ordonner la classification des étoiles, deux astronomes Hertzsprung et Russel eurent

l’idée de les représenter statistiquement, dans un diagramme en fonction de leurs

températures et leurs luminosités exprimées en unité de luminosité de Soleil.

Ce diagramme fait apparaître que la répartition n’est pas aléatoire mais que la majorité des

étoiles se situe dans une zone proche de la diagonale. Cette zone est appelée série

principale.

Ils attribuèrent une lettre pour chaque tranche de température.

Cette température peut se définir plus précisément par le calcul du rapport des intensités de

deux bandes d’ondes (Ib /Iv) ou par la nature du spectre émis.

Les étoiles qui ne sont pas comprises dans la série principale représentent une anomalie dans leur

rapport température/taille. Ce sont les naines blanches et les géantes rouges.

Interprétation des informations contenues dans le spectre.

Comme nous l’avons décrit, les atomes constituant un ensemble ionisé émettent des

photons correspondant à leur composition (couche énergétique des électrons).

L’analyse des positions des particularités appelées raies permet de définir quels

atomes ont généré ce phénomène, l’intensité de cette signature donne la quantité

relative d’atomes concernés. Enfin, comme ces raies correspondent à des niveaux

d’énergie, le spectre donne une signature thermique de la couche d’émission.

Analyse de la zone d’Orion.

Betelgeuse :

Magnitude 0.45 absolue -5.14

Type M2Ib B-V 1,52

Luminosité absolue environ 10 000 l0

Soleil

Magnitude -26,71 absolue 4,83

Origine de l’énergie des étoiles

Depuis la découverte de la relativité restreinte par Einstein, les astronomes ont expliqué le

processus utilisé dans les étoiles pour produire leur énergie : Elles transforment l’hydrogène

en hélium.

Cette nucléosynthèse est accompagnée d’une perte de masse qui correspond, selon la

formule E=MC², à l’énergie produite. Cette réaction fait que l’étoile évolue et, a donc un

début et une fin.

Pour exister, les étoiles ont besoin d’une masse critique (environ 0,1 masse solaire)

nécessaire pour amorcer la relation thermonucléaire. Dans l’impossibilité d’observer les

phénomènes à l’origine du processus de création, les astrophysiciens ont simulé par calcul,

les différentes étapes de cette naissance.

Naissance d’une étoile.

Le scénario retenu est le suivant :

Dans un nuage de gaz

interstellaire, composé

d'hydrogène, d'hélium et

de poussières, peut être

sous l’effet d’une onde de

choc, un grumeau un peu

plus dense que la

moyenne se forme.

Sous l'effet de son propre

poids, il commence à

s'effondrer sur lui-même.

La chute et, du fait de la

conservation de l’énergie

cinétique, la rotation,

s'accélèrent.

Au fur et à mesure qu'il

s'effondre, le gaz se

comprimé et s'échauffe

violemment.

Parti d'une température de quelques dizaines de

degrés Kelvin, il atteint à un moment la

température d'amorçage des réactions

thermonucléaires c'est-à-dire, une dizaine de

millions de degrés.

Le rayonnement nucléaire compense alors les

forces gravitationnelles et l’effondrement s’arrête.

L’étoile entre dans sa séquence principale.

La masse de l’étoile est le résultat de la dimension

du grumeau originel. Elle va déterminer la rapidité

de son évolution.

La naissance d'une étoile massive peut être très

rapide, de l’ordre de dix mille ans, mais va prendre

quelques millions d'années pour une étoile d'une

masse solaire (Mo).

De même, les étoiles massives auront une dynamique beaucoup plus grande qui les

conduira plus rapidement à leur fin par manque de carburant.

La séquence principale. Il s’agit de la période la plus longue de la vie de l’étoile. Dans cette phase, le

rayonnement thermonucléaire et la gravité s’équilibrent.

L’étoile, constituée d’un noyau, d’une zone radiative et d’une périphérie convective,

rayonne d’une façon stable.

Rayonnement de l’étoile.

Comme nous l’avons évoqué, l’énergie de

l’étoile est produite en son cœur. Le

rayonnement engendré, de très haute

énergie doit être évacué mais, les photons

émis sont piégés par les électrons qui, du

fait de la température, sont en situation de

plasma. Ces électrons captent donc les

photons, augmentent leurs niveaux

d’énergie puis réémettent de nouveaux

photons dans d’autres directions. Ceux-ci

sont de nouveau captés et réémis.

Le phénomène est si intense que l’on

estime à un million d’années la durée

entre la création au cœur du Soleil d’un

photon et sa libération en surface.

En s’éloignant du centre, l’énergie est

diluée dans des volumes de plus en plus

grands. Ce qui a pour effet de diminuer la

température. En surface, la température

de rayonnement n’est plus que de que

quelques milliers de degrés.

La fin de vie des étoiles. Quant l’étoile à consommé environ 10% de son hydrogène, le processus de

nucléosynthèse va rapidement évoluer. L’hélium s’accumule dans le noyau, l’hydrogène

se raréfie dans cette zone et la réaction thermonucléaire diminue.

La gravité, moins compensée dans cette région centrale de l’étoile entraîne un

effondrement de celle-ci. Donc, une augmentation de pression et de température.

Ces évolutions étendent la zone de nucléosynthèse vers la couche radiative plus

éloignée, ce qui entraine une augmentation de la quantité d’hydrogène transformé.

Le rayonnement de cette zone augmente, la gravité est mieux compensée, l’étoile

grossie, la température de surface diminue et amène l’étoile au stade de géante rouge.

Dans cette étape qui correspond à quelques centièmes de la durée de la séquence

principale, l’énergie produite est multipliée par un facteur pouvant dépasser 100.

Certaines étoiles peuvent dérouler des

séquences partielles de ces cycles. Leur

luminosité varie temporairement. Puis

le cycle normal reprend. Ces étoiles sont

classées dans la série dénommée

variable.

Pour les autres, la quantité d’hélium

produite augmente. Attirée par le

noyau, elle accélère le processus. La

température du noyau atteint les cents

millions de degrés, et autorise la

nucléosynthèse du carbone et de

l’oxygène depuis l’hélium.

Cette fusion, peut être très rapide. Elle

est nommée flash de l’hélium et peut

entraîner une projection de matière des

couches superficielles hors du champ

gravitationnel de l’étoile.

L’étoile est maintenant structurée en un noyau central de carbone extrêmement chaud,

entouré d’une couche d’hélium en nucléosynthèse vers le carbone et l’oxygène, puis,

d’une zone de nucléosynthèse de l’hydrogène en diminution. Enfin, d’une couche

d’hydrogène trop froide pour entrer en réaction nucléaire.

L’inertie de cette couche fait que, pour une courte période, l’augmentation de

température n’est pas immédiatement transmise vers les couches extérieures. Celles-ci

se réchauffent peu et place l’étoile dans la phase intermédiaire de ‘sous géante’.

La zone convective augmente, évacuant plus d’énergie l’étoile augmente sa luminosité et

son volume. Elle passe au stade de super géante.

A ce stade, la dimension de l’étoile est tellement grande que la couche extérieure,

faiblement retenue par la gravité, peut être éjectée par le rayonnement. Un halo se

constitue alors autour de l’étoile.

Ce halo, appelé nébuleuse planétaire, est facilement observable sur certaines étoiles

avec de petits instruments.

M57 Nébuleuse planétaire en infrarouge.

Etape finale

Le déroulement de cette étape dépend de la masse de l’étoile et, comme pour sa

naissance sa vie, elle sera d’autant plus rapide et violente que l’étoile sera massive.

Pour les étoiles ne dépassant pas 6 Mo, les réactions thermonucléaires s’arrêtent, l’étoile

se contracte en naine blanche puis refroidit pour donner une naine brune.

Pour les étoiles plus massives, la pression au cœur du noyau et la température sont

telles que le flash de l’hélium ne se fait pas. Le carbone s’accumule et les conditions de

nucléosynthèse du silicium puis du fer sont atteintes. Le fer, atome stable ne peut plus

participer à la nucléosynthèse et le noyau se contracte sans aucune opposition.

Quand il atteint une masse suffisante, les électrons sont écrasés sur les noyaux

atomiques et fusionnent aux protons pour former des neutrons. A terme, il ne restera

plus que des neutrons.

Dans cette structure l’atome a la forme la plus dense de la matière ordinaire car, en

absence des charges électriques des électrons, la répulsion inter noyau n’est plus

assurée et, les noyaux atomiques, massifs, se rapprochent pour former une masse

neutronique.

Cet effondrement est si rapide (moins d’un dixième de seconde) qu’il créé un vide dans

lequel la matière environnante s’engouffre. Accélérée par la gravitation, cette matière

vient percuter violemment le cœur neutronique et crée une onde de choc.

Celle-ci se propage vers la surface en s’accélérant dans une formidable explosion.

En quelques secondes, des réactions nucléaires ont lieu. Elles donnent naissance à toute

une autre génération d'éléments chimiques, comme l'or, l'argent ou l'uranium.

La matière des couches externes est expulsée à des vitesses pouvant atteindre la moitié

de la vitesse de la lumière créant le phénomène de supernova pouvant atteindre 10

milliards de luminosité de Soleil (Lo).

Le cœur neutronique n’est pas détruit et formera une étoile à neutron et si la masse de

celle-ci dépasse 3 masses solaire, cette étoile se comportera en trou noir.

Les atomes éjectés sont à l’origine de toute la matière solide de l’univers. Ils constitueront

les nuages de poussières galactiques et l’onde de choc provoquée par une autre supernova,

les entraîneront peut-être, dans le cycle de naissance d’une nouvelle étoile et d’un cortège

de planètes.