L'étoile : le siège d'un équilibre de forces…

1) Naissance de l'étoile et établissement de l'équilibre

Superamas d'étoiles R136, près du centre de la Nébuleuse de la Tarentule. © NASA, ESA, F. Paresce (INAF-IASF, Bologna, Italy), R. O'Connell (University of Virginia, Charlottesville), and the Wide Field Camera 3 Science Oversight Committee 

La naissance d'une étoile est due au rapprochement par interaction gravitationnelle d'un grand nombre d'atomes d'hydrogène. A l'échelle cosmique, les nuagesnuages gazeux tendent à être instables et à se concentrer en certaines régions de l'espace pour former des étoiles. Ces nuages, ou nébuleuses, s'écroulent sur elles-mêmes à la suite de turbulence ou de chocs avec d'autres nuages. Ces nuages sont appelés régions H2. L'évolution d'un tel nuage dépend de l'équilibre entre la force de gravitationforce de gravitation et la pressionpression d'origine thermique conférant aux particules une énergie cinétiqueénergie cinétique. Le nuage se contracte si l'énergie potentielleénergie potentielle gravitationnelle est plus importante que l'énergie cinétique. Les étoiles se forment donc par contraction des gazgaz des régions H2 lorsqu'elles ont dépassé la massemasse de Jeans, ou masse critique de formation des étoiles.

Au cours de la compression, les énergies cinétiques qu'acquièrent les atomes sont si élevées que le gaz est ionisé. La chaleurchaleur fournie par la contraction d'une proto-étoileproto-étoile contribue à la luminositéluminosité de l'objet, mais aussi à le chauffer à l'intérieur. Quand cette chaleur est suffisante pour amorcer les réactions nucléairesréactions nucléaires, celles-ci prennent le relais et la contraction s'arrête. Formellement, c'est la naissance de l'étoile : jusqu'alors invisible, la proto-étoile génère des ventsvents violents qui éjectent la plus grande partie du nuage environnant de gaz et de poussière. La jeune étoile au centre du nuage devient alors directement visible. Tout ce processus n'a pas pris plus de 40 millions d'années, peu de temps comparé au reste de la vie de l'étoile.

L'étoile arrive alors à un stade d'équilibre : la pression du gaz comprimé à l'intérieur de l'étoile, jointe à la pression de radiationpression de radiation générée par les réactions nucléaires du cœur de l'étoile va finir par s'équilibrer avec l'effet de la gravitation et empêcher ainsi l'effondrementeffondrement de l'étoile même de se poursuivre. L'étoile est en équilibre hydrodynamique et dans un état de stabilité.

Cet équilibre permet aux étoiles de se comporter comme des réacteurs thermonucléaires stables. Si les réactions thermonucléaires s'emballent, l'énergie est produite à trop vive allure pour pouvoir être emportée par le rayonnement. Dans ce cas, l'étoile se dilate. Au contraire, si le taux de production d'énergie nucléaire est insuffisant, l'étoile se contracte augmentant ainsi la densité centrale et la température. Le taux des réactions thermonucléaires peut à nouveau devenir suffisant. Dans les deux cas, l'équilibre est rétabli.

Une étoile est donc un réacteur thermonucléaire qui, grâce à la gravitation, s'autostabilise. Elle fonctionne comme un réacteur à fusion contrôléefusion contrôlée.

2) Le diagramme de Hertzsprung-Russel (diagramme H-R)

Ce diagramme fondamental de l'astrophysiqueastrophysique stellaire, ainsi nommé en l'honneur des deux astrophysiciensastrophysiciens qui le construisirent au début du XXème siècle, représente en abscisse, le type spectral des étoiles, et en ordonnée, leur magnitude absoluemagnitude absolue. Le type spectral est un indicateur de la température effective et la magnitude absolue indique la luminosité intrinsèque. Les axes sont orientés de telle façon que les étoiles les plus froides et faibles se trouvent en bas à droite, et les étoiles les plus chaudes et lumineuses se trouvent en haut à gauche.

L'étoile nouvellement née et ayant atteint l'équilibre précédemment décrit entre dans ce qu'on appelle la série principale. La plupart des étoiles se situent sur cette séquence, qui s'étale des étoiles chaudes et lumineuses aux étoiles froides et faibles. Elle ne regroupe pas uniquement les étoiles jeunes : elle représente en fait le stade de la combustioncombustion centrale d'hydrogène dans les étoiles. La plupart des étoiles se retrouvent sur cette séquence car ce stade est le premier de l'évolution stellaire, et l'universunivers est encore assez jeune par rapport à la longue duréedurée qui caractérise l'évolution des étoiles. Beaucoup d'étoiles se trouvent encore dans ce premier stade. De plus, la combustion d'hydrogène produit plus d'énergie que celle des autres éléments. L'hydrogène est donc le réservoir le plus important dont l'étoile dispose pour résoudre son problème de poids. La phase de combustion de l'hydrogène correspond donc à une séquence dans le diagramme H-R et non pas à un point. Le long de la séquence, la masse des étoiles décroît : les étoiles les plus brillantes sont aussi les plus massives. En effet, plus grande est la masse, plus grandes doivent être la pression et la température internes. Or une augmentation de la température interne conduit à une augmentation de l'efficacité des réactions thermonucléaires. L'étoile va brûler plus de carburant, et plus vite, augmentant sa luminosité et réduisant sa durée de vie.