L'Étoile des neiges : Mécanismes

Comment a t-on pu découvrir ses mécanismes?

Les scientifiques peuvent déduire de nombreuses caractéristiques des étoiles, et ce grâce à l'unique information qui nous en parvient: les radiations. L'analyse du spectre lumineux d'une étoile permet d'obtenir de précieuses informations

Vitesse et effet Doppler

L'effet doppler, c'est la modification de la fréquence d'une onde progressive monochromatique par la suite du mouvement de la source radiative ou de l'observateur. Si la fréquence augmente, l'étoile (source de radiation) s'approche de la terre. Si la fréquence diminue, l'étoile s'éloigne de la terre. Dans le cas des ondes sonores, on peut se servir des lois de la physique non relativiste. Pour les ondes électro-magnétiques comme la lumière, il faut utiliser les lois de la physique relativiste.

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Distance et Redshifft

Il s'agit de l'étude du décalage des spectres émis par une étoile. Il permet de déduire directement la distance d'une étoile et par effet Doppler sa vitesse d'éloignement.

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Spectrographie et constitution

Un atome dans son état fondamental n'émet pas de lumière. Ses électrons sont stables autour du noyau Quand il reçoit sous forme de lumière par exemple, de l'énergie, un électron l'utilise pour passer à un niveau d'énergie supérieur. Pour un atome donné et quantité très précise d'énergie, l'électron ne peut se placer que sur un niveau d'énergie et jamais entre deux niveaux. Dans cet état, l'atome n'est pas stable et très rapidement, l'électron retombe à son niveau fondamental. Il restitue alors l'énergie qu'il avait reçue sous forme d'un photon. Ce photon possède une longueur d'onde précise qui permet de le repérer sur le spectre.
Une étoile donnée, contenant atomes et molécules divers, produit un spectre d'émission propre à cette étoile. La lumière de cette étoile traverse milieu transparent composé d'atomes, tel qu'un nuage de gaz. Certains photons émis par l'étoile vont être absorbés par ces atomes. Ainsi stimulés, ces derniers vont libérer d'autres photons d'une énergie différente et dans une autre direction. En analysant les radiations présentes à la sortie de nuage, on obtient un spectre d'absorption du nuage de gaz. On peut recréer cette expérience en laboratoire, en utilisant une lampe et un échantillon de gaz connut. La lampe émet un spectre d'émission continu, puis on interpose le gaz en question et on obtient le spectre d'absorption du gaz.
En comparant les spectres d'absorptions obtenus en laboratoire et dans l'espace, on peut facilement reconnaître les éléments que la lumière provenant de l'étoile a traversé. Le plus souvent, on cherche à identifier les éléments qui composent la couronne de l'étoile à l'aide de cette technique. Notons qu'un élément peut être présent sans que son spectre d'absorption apparaisse. En effet, si la température ne le permet pas, l'atome ne peut absorber certains photons visibles (l'électron doit se trouver à un niveau initial), et les raies correspondantes n'apparaissent alors pas sur le spectre.

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Température

Tout corps porté à haute température émet de la lumière, d'où l'origine du spectre continu d'une étoile. La longueur d'onde correspondant à l'intensité lumineuse maximale dépend de la température. En conséquence :
- Si l'étoile émet beaucoup dans l'infrarouges et les radiations longues, l'étoile sera plutôt froide.

- A l'inverse, si elle émet dans l'ultraviolet et les radiations courtes, l'étoile sera plutôt chaude.

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Comment se fait-il qu'à partir d'un seul type d'étoile, l'étoile de la séquence principale, l'on puisse en observer par la suite plusieurs types?

Pour le restant de sa «vie», l'étoile devra lutter un combat constant contre sa propre masse. Ainsi, la gravité de l'étoile tend à approcher le gaz de la périphérie vers le centre, ce qui génère une pression qui tend à comprimer l'astre vers son centre. Ce faisant, le gaz qui consiste l'étoile est comprimé, et conséquemment, s'échauffe. L'énergie (thermique) ainsi générée sert à lutter contre la gravité. Cependant, cette augmentation de chaleur n'est pas suffisante pour équilibrer la force gravitationnelle. Pour éviter de s'effondrer, l'étoile doit alors générer une pression opposée, soit vers l'extérieur. Elle y parvient par le biais de la fusion thermonucléaire, qui a lieu dans son noyau. Ce processus génère une grande quantité d'énergie, qui est alors irradiée vers l'extérieur, luttant ainsi contre la gravité. Cet équilibre fragile doit être maintenu pendant toute la vie de l'astre, il est ce qui assure sa survie en tant qu'étoile «normale» (que l'on nomme la Séquence Principale).
Mais il vient un jour où le carburant fait défaut: l'étoile quitte alors la Séquence Principale et devient alors une géante.

Essentiellement, on distingue deux types d'étoiles géantes. Le premier, les étoiles dites géantes, est le produit d'une évolution à faible masse. Le second mène à une étoile dite super géante, et est le produit évolutif d'une étoile très massive, dont le temps de vie est très court.

Le texte suivant s'applique pour des étoiles à faible masse uniquement. Les étoiles plus massives deviendront des super géantes rouges et emprunteront un chemin différent, plus court et plus chaotique.
L'hydrogène «brûlé» par fusion thermonucléaire est convertit en hélium au cœur de l'étoile tout au long de son parcours sur la Séquence Principale.

Cependant, pour de petites étoiles (approximativement de la même taille que le soleil), les températures à l'intérieur du cœur ne sont pas suffisantes pour fusionner l'hélium qui s'y trouve en carbone ; il se forme donc, tout au centre de l'étoile, un noyau d'hélium inerte, i.e. qui ne réagit pas par fusion. La fusion de l'hydrogène se produit alors dans les couches immédiates à l'extérieur de ce noyau d'hélium. Il y a donc une région du cœur qui ne génère pas d'énergie thermonucléaire, et donc qui n'a aucun moyen de lutter contre la force gravitationnelle qui tend à comprimer le cœur. Ainsi, le cœur se contracte, et sa température augmente. Cette contraction est très lente, mais l'énergie qu'elle génère permet de lutter, partiellement du moins, contre la gravité.

Mais il vient inévitablement un moment où il n'y a plus d'hydrogène, et le cœur est formé entièrement d'hélium. L'énergie dégagée par les réactions nucléaires ne suffisant plus à contrebalancer la force gravitationnelle, il y a alors effondrement. Le gaz de l'étoile est comprimé vers le centre, la pression et la température augmentent à travers l'étoile. La fusion de l'hydrogène dans la couche adjacente au cœur d'hélium est accentuée par l'augmentation de température du cœur lorsqu'il se contracte. Cette énergie supplémentaire est alors évacuée vers l'extérieur, contribuant à la dilatation de l'enveloppe stellaire. Ainsi, pendant que le cœur, en manque d'hydrogène, se contracte, l'enveloppe de gaz, poussée par ces réactions nucléaires, se dilate. Le cœur, pendant ce temps, atteint un niveau de compression tel que les atomes d'hélium deviennent dégénérés, un état particulier de la matière où la pression est indépendante de la température. L'étoile est maintenant devenue une géante rouge.
Pendant ce temps, la température du cœur augmente progressivement. Lorsqu'elle atteint les cent millions de degrés, il y a alors fusion de l'hélium, ce qui fait augmenter la température. Cette fusion de l'hélium se produit à une vitesse vertigineuse, à cause de l'état dégénéré de l'hélium, par opposition à l'hydrogène. Ce phénomène, appelé flash de l'hélium, provoque de nombreux changements dans la structure stellaire. Après environ un million d'années (temps très court dans la vie d'une étoile), le débit énergétique devient plus régulier. L'étoile entre maintenant dans une phase plus stable, et l'enveloppe de gaz s'est légèrement rétrécie. À mesure que la température augmente, des éléments de plus en plus lourds sont fusionnés.
Ainsi, pour une étoile dont la masse est proche de celle du Soleil, l'hélium est fusionné en carbone, mais l'étoile est incapable de générer les températures nécessaires pour fusionner le carbone. Le même phénomène se produit alors: contraction du cœur, dilatation de l'enveloppe stellaire. La géante devient encore plus grosse que la première fois. Éventuellement, à mesure que l'enveloppe stellaire devient de moins en moins liée au cœur, le gaz de l'étoile est éjecté, formant ainsi une nébuleuse planétaire. Le cœur, pendant ce temps, est mis à nu.

Pour des étoiles dont la masse est supérieure à 8 masses solaires, on assiste à la formation, durant la séquence principale, d'éléments plus lourds par fusion nucléaire.
Dans ce cas, lorsque le noyau se contracte sur lui-même, il atteint rapidement des températures de l'ordre de 600 millions de degrés. À ce stade, même les atomes de carbone ne peuvent plus résister, et fusionnent pour former du néon. Cette réaction libère beaucoup d'énergie, qui est alors transformée en chaleur, et l'élévation de température permet à d'autres éléments, encore plus lourds, de fusionner, et ainsi de suite. Cette chaîne de fusion génère une très grande quantité d'énergie, et la vitesse de fusion progresse exponentiellement: 600 ans pour fusionner le carbone, un an pour le néon, 6 mois pour l'oxygène, et enfin un jour pour le silicium (pour une étoile d'environ 25 masses solaires). Cette course mène éventuellement vers une impasse: le fer. C'est l'élément «magique», thermonucléairement inerte : de par sa nature, le fer ne peut pas être fusionné. La course folle se termine très brusquement, avec un cœur de fer extrêmement dense, mais inerte, mort. Cependant, au bout de cette course, l'enveloppe de l'étoile s'est dilatée de façon encore plus disproportionnée : une super géante rouge est née. La structure du cœur, à ce stade, ressemble à la structure d'un oignon: au centre, un cœur de fer, puis en couches successives, le souffre, l'oxygène, le néon, le carbone, l'hélium et finalement l'hydrogène.
Tout comme la géante rouge, la fusion nucléaire se poursuit dans l'enveloppe, et la matière plus lourde ainsi crée est attirée vers le noyau. Cependant, lorsque le noyau de fer atteint la limite de 1,44 masses solaires, il ne peut plus résister à sa propre gravité et s'effondre: il y a alors effondrement gravitationnel.
Le fer est dit thermonucléairement inerte essentiellement parce que la réaction nucléaire qui fusionne deux atomes de fer est endothermique, contrairement aux autres réactions de fusion. En d'autres termes, la réaction de fusion du fer nécessite plus d'énergie qu'elle n'en crée : aucune énergie n'est produite.

À ce stade, plusieurs chemins se dessinent, dépendant uniquement de la masse de l'étoile en question. Si la masse du noyau est inférieure à 1,4 fois la masse du soleil (noté 1,4 M_¤), celle-ci se transformera en une naine blanche. Sinon, si la masse du noyau est inférieure à 3,2 M_¤, elle est vouée au sort d'étoile à neutrons. Si, au contraire, la masse du noyau est supérieure à 3,2 M_¤, alors le processus d'effondrement gravitationnel suivra son cours jusqu'au bout, et l'étoile se transformera en trou noir.
Essentiellement, le phénomène qui détermine les limites citées plus haut est connu sous le nom de pression de dégénérescence. Il s'agit d'un phénomène purement quantique, qui vient du principe d'exclusion de Pauli. En voici une description brève: les atomes possèdent plusieurs niveaux énergétiques finis où peuvent se situer des électrons. Ceux-ci sont limités à ces niveaux d'énergie seulement. De plus, chaque niveau a un nombre limité d'électrons pouvant s'y trouver. Donc, imaginons un gaz où il y a une quantité très importante d'électrons libres, et que ce gaz est comprimé à l'extrême. Les électrons sont forcés dans les niveaux les plus bas des atomes, et ce jusqu'à ce qu'ils en occupent tous les niveaux. À ce stade, la matière est dite dégénérée ; elle résiste alors à la force qui tente de la comprimer et, dans le cas d'une étoile, cette pression peut être suffisante pour stopper l'effondrement gravitationnel. Cependant, cette force a ses limites, et lorsque la gravité atteint un certain seuil, donc lorsque la masse de l'étoile est supérieure à ce que la pression de dégénérescence peut supporter, elle s'effondre.