La naissance des étoiles ou formation stellaire est un domaine de recherche actif en astrophysique qui consiste en l'étude des modes de formation des étoiles et des systèmes planétaires. Les étoiles en formation sont fréquemment appelées étoiles jeunes.
Un tel évènement correspond à l'apparition d'une sur-densité locale dans l'univers. Mais pour que ceci se produise, sous l'action de la gravité pense-t-on en général, encore faut-il qu'il y ait un germe, un grumeau, une fluctuation locale, quelque chose, qui amorce le processus. On estime que la naissance des premiers agrégats d'amas stellaires, premières proto-galaxies commencèrent un milliard d'années après le Big Bang.
Ensuite, les nuages (grumeaux dûs à la sur-densité locale) s'effondrent et se fragmentent encore. Chacun des sous-grumeaux, d'une masse qui peut aller de quelques masses solaires à quelques centaines de masses solaires, continue sa condensation. Comme il possède un moment cinétique, sa rotation s'accélère au fur et à mesure qu'il se condense. Il évolue et prend alors la forme d'une galette renflée en son centre : la nébuleuse primitive.
La partie centrale, qui concentre la plus grande partie de la masse, se condense de plus en plus vite, sa température s'élève en conséquence puisque de l'énergie gravitationnelle est libérée. Lorsque la température centrale atteint environ 14 millions de degrés, l'hydrogène commence à fusionner, ce qui produit de l'hélium avec un énorme dégagement d'énergie qui arrête la contraction : l'étoile est née...
D'abord occluse dans un cocon de gaz et de poussière, et donc invisible, la jeune étoile nettoie bien vite son environnement grâce au vent de particules qu'elle éjecte et à la pression de son rayonnement.
Autour, dans le disque en rotation, la matière s'agglomère aussi en grumeaux qui donneront les planètes. S'il s'agit d'une étoile de première génération, seuls hydrogène et hélium sont présents, et les planètes seront des géantes gazeuses. Mais s'il s'agit d'une naissance qui a lieu plus tard dans l'histoire universelle, alors que le milieu interstellaire a été enrichi par les noyaux lourds produits par les générations précédentes d'étoiles, alors O, Si, Fe, Al, ... sont également présents. De nos jours, le grumeau initial qui a donné naissance à l'amas d'étoiles est ce qu'on appelle un nuage moléculaire géant, car sa basse température permet à beaucoup d'atomes d'être combinés en molécules ; sa masse peut atteindre plusieurs 106 masses solaires, son diamètre 50pc (150 A.L.). Son opacité protège les fragiles édifices moléculaires du rayonnement UV des étoiles environnantes. Cette fois, des planètes rocheuses vont pouvoir se former sur lesquelles, peut-être, la vie pourra apparaître...
Une étoile est, en quelque sorte, une boule de gaz (essentiellement de l'hydrogène) à très haute température. Il est légitime de se demander alors comment cette boule de gaz reste stable ?
On sait aujourd'hui que la stabilité des étoiles est due à l'action antagoniste de deux forces :
- la gravitation, qui tend à faire se contracter l'étoile ;
- la pression du gaz chaud qui tend à faire se dilater l'étoile.
Cet équilibre est stable, en raison du mécanisme suivant :
- si l'étoile commence à se dilater (la pression interne l'emporte), alors sa température interne va baisser ; en effet, l'accroissement d'énergie potentielle gravitationnelle se fait au détriment de l'énergie thermique. L'efficacité des réactions nucléaires va baisser, la pression interne diminue, et la gravitation va pouvoir reprendre le dessus : l'expansion est stoppée ;
- si au contraire la gravitation l'emporte, l'étoile se contracte, sa température augmente puisque de l'énergie gravitationnelle est libérée. Ceci accélère les réactions thermonucléaires qui à leur tour font monter la température et la pression interne : la contraction est stoppée.
Ce mécanisme stabilisateur est efficace tant que la température centrale peut être entretenue, c'est à dire tant que l'étoile dispose de combustible nucléaire. Pendant la plus grande partie de leur vie (c'est à dire pendant 200.109 années pour les plus modestes étoiles, pendant quelques 106 années pour les plus massives), les étoiles "brûlent" de l'hydrogène et fabriquent des noyaux d'hélium.
Après cette phase stable, l'étoile rentre souvent dans une phase dite de géante rouge, qui voit son diamètre augmenter et sa température superficielle baisser. S'enchaîne à cela une phase où l'étoile expulse une partie de son enveloppe extérieure. La coquille ainsi formée, lorsque les couches profondes chaudes, mises à nu, l'inondent de rayonnement UV, donne ce que l'on appelle pour des raisons purement historiques une nébuleuse planétaire.
L'évolution d'une étoile massive est plus généralement une suite de phases stables de réactions thermonucléaires faisant intervenir des noyaux de plus en plus lourds, entrecoupées d'effondrements gravitationnels qui sont stoppés quand la "cendre" précédente devient à son tour "combustible". L'étoile prend peu à peu une structure en pelure d'oignon, avec de minces couches concentriques dévolues à la combustion résiduelle des divers noyaux atomiques ; au centre s'accumule un noyau de fer et de nickel...
Mais ceci a une fin : le fer ne peut être utilisé comme combustible dans une étoile ; en effet, la fusion de noyaux de fer consomme de l'énergie au lieu d'en produire. L'étoile massive qui est arrivée jusque là va se trouver brutalement amenée à suivre un scénario catastrophique, que l'on peut simplifier ainsi :
- les couches internes privées de ressources énergétiques sont brutalement (en une fraction de seconde) écrasées par la gravitation ;
- les couches externes, ainsi privées de support, se précipitent sur le noyau compact ;
- "l'atterrissage" est d'une violence telle que la température monte à plusieurs milliards de degrés, et que l'énergie mécanique dégagée souffle littéralement les couches externes vers l'extérieur, détruisant l'étoile en une simple seconde. Dans ce temps très court, tous les éléments plus lourds que le fer, qui ont été synthétisés dans le choc, sont expulsés dans le milieu interstellaire environnant. Pendant quelques heures, la supernova est à elle seule plus brillante que toute la galaxie dans laquelle elle se trouve ;
- le coeur, écrasé à son tour, devient une étoile à neutrons, ou, s'il est assez massif, un trou noir.
Dans le cadre de cet écrit, nous limitons nos propos à la naissance des étoiles, depuis l'effondrement d'une nuage de gaz interstellaire jusqu'à l'aube des première réactions nucléaires. Nous esquissons ensuite, très sommairement, les évolutions stellaires qui en découlent au travers du diagramme de Hertzsprung-Russel.
Le fil conducteur, qui se veut littéral, peut être compris par tout lecteur, mais pour les plus avertis d'entre-eux, certaines notions physiques seront développées et/ou démontrées chaque fois que l'auteur trouvera cela nécessaire. Ce formalisme est indiqué par des caractères en italique et de couleur grisée et, le plus souvent, présenté dans une section de chapitre.
Miguël DHYNE
Afin de faciliter la lecture et alléger le contenu de ce document, nous allons définir les quelques constantes ou variables qui seront utilisées tout au long des développements physiques.
| Symbole | Nom | Valeur ou définition |
| M | Masse | [kg] |
| mi | Masse de i | [kg] |
| M' | Magnitude absolue | |
| m'i | Magnitude apparente | |
| T | Température | [K] |
| ti | Température de i | [K] |
| Ei | Energie de i | [eV] |
| Energie potentielle | [eV] ou [J] | |
| R | Rayon ou distance | [m], [pc], [A.L.] |
| L | Luminosité | [W/m²] |
| Q | Bilan énergétique | [eV] |
| N | Nombre de particules | |
| Densité | [kg/m3] | |
| G | Constante gravitationnelle | 6,67300.10-11 [m3] |
| c | Vitesse de la lumière | 299 792 458 [m/s] |
| a | Constante de densité de radiation | 7.566.10-16 [J/K4/m3 |
| Constante de Stefan-Boltzmann | 4 |
|
| A.L. | Année lumière | Distance parcourue par la lumière en une année |
| pc | Parsec | 3,086.1013 [km] |
| eV | Electron volt | 1 [eV] = 1.6.10-19 [J] |
| k | Constante de Boltzmann | 1,3806503.1023 [m2kgs-2K-1 |
| h | Constante de Planck | 6,626068.10-34 [m2kg/s] |
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Vous êtes tout en bas, vous devriez remonter maintenant :p