QU'EST-CE QU'UNE ÉTOILE ?

"Depuis l'aube des temps les hommes regardent le ciel et étudient le mouvement de ces points brillants que sont les étoiles sur la "" sphère céleste "" : ils les ont regroupées en constellations et ils ont projeté vers elles leurs mythes terrestres. Ce n'est qu'au cours du XXe siècle cependant que la structure, la composition et l'évolution des étoiles ont pu être intimement dévoilées et comprises. Il fallait auparavant découvrir l'énergie nucléaire, qui les nourrit et leur permet de survivre pendant des milliards d'années, ainsi que tous les outils de la physique contemporaine. L'avènement des premiers ordinateurs était nécessaire pour permettre la résolution des équations qui gouvernent leur structure interne. Au delà de leur intimité, les étoiles nous ont révélé leur importance fondamentale dans l'Univers : moteurs de l'évolution du monde, nous leur devons la formation de presque tous les éléments qui composent la matière qui nous entourent et dont nous-mêmes sommes constitués. En cette fin de siècle, la connaissance de ces fascinants objets célestes atteint une apothéose, grâce à la découverte et à l'étude de leur vibrations : une nouvelle science est née, appelée "" heliosismologie "" pour le Soleil et "" astérosismologie "" pour les autres étoiles. Le XXIe siècle s'annonce prometteur dans cette nouvelle approche de nos origines ! "

Texte de la 193e conférence de l’Université de tous les savoirs donnée le 11 juillet 2000.
Qu’est-ce qu’une étoile ? par Sylvie Vauclair
Introduction
L’astronomie est la plus ancienne des sciences : depuis toujours les hommes regardent le ciel et étudient le mouvement de ces points brillants que sont les étoiles sur la « sphère céleste ». Ils les ont regroupées en constellations et ont projeté vers le ciel leurs mythes terrestres.
Ce n’est qu’au cours du XXe siècle cependant que la structure, la composition et l’évolution des étoiles ont pu être intimement dévoilées et comprises. Il fallait auparavant découvrir l’énergie nucléaire, qui les nourrit et leur permet de survivre pendant des milliards d’années, ainsi que tous les outils de la physique contemporaine. Il fallait en particulier avoir inventé les ordinateurs et les outils numériques, car les équations qui gouvernent la structure interne des étoiles ne peuvent pas être résolues par un simple calcul analytique.
Quel chemin parcouru en un siècle ! Il suffit, pour le mesurer, de relire les textes écrits par Camille Flammarion dans son Astronomie Populaire, en 1880. Devant l’impossibilité d’expliquer l’énergie solaire, il s’écriait avec emphase : « La chaleur émise par le Soleil à chaque seconde est égale à celle qui résulterait de la combustion de onze quatrillions six cent mille milliards de tonnes de charbon de terre brûlant ensemble. Cette même chaleur ferait bouillir par heure deux trillions neuf cent milliards de kilomètres cubes d’eau à la température de la glace. Essayez de comprendre !.. Que la fourmi essaye de boire l’océan ! »
La Science du XXe siècle est donc la fourmi qui a bu l’océan. Au delà de leur intimité, les étoiles nous ont révélé leur importance fondamentale dans l’Univers : moteurs de l’évolution du monde, nous leur devons la formation de presque tous les éléments qui composent la matière qui nous entoure et dont nous-mêmes sommes constitués.
Mais les étoiles ne nous ont pas encore livré tous leurs secrets : en cette fin de siècle, la connaissance de ces fascinants objets célestes passe dans une nouvelle dimension, grâce à la découverte de leurs vibrations. L’étude des « oscillations solaires », depuis une vingtaine d’années, a donné naissance à une nouvelle science, appelée « heliosismologie ». Le XXIe siècle verra le développement et l’apothéose de l’ « asterosismologie », étude des oscillations (ou vibrations) stellaires. De nouvelles et passionnantes découvertes concernant la structure et l’évolution des étoiles viendront certainement compléter les connaissances actuelles grâce aux expériences spatiales programmées au cours de la prochaine décennie.
Connaissance des étoiles : les observations
Tout ce que nous connaissons des étoiles provient de l’analyse du rayonnement qui nous parvient d’un petit point lumineux dans le ciel. Observées avec les plus grands télescopes, les étoiles sont tellement loin qu’elles apparaissent toujours ponctuelles, même si elles ont en réalité des dimensions cent à dix mille fois plus grandes que celle de la Terre. Mais que de richesses et de découvertes scientifiques précises à partir d’une étude détaillée de la lumière !
Les paramètres importants à mesurer, pour comprendre ce qu’est une étoile, sont : l’énergie lumineuse qu’elle émet par seconde (ou luminosité), sa température superficielle, sa composition chimique et, si possible, sa masse (obtenue uniquement dans le cas d’étoiles doubles, c’est-à-dire de deux étoiles tournant ensemble autour de leur centre de gravité).

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L’étude globale de la lumière des étoiles : distance et luminosité
Pour déterminer la luminosité d’une étoile d’une manière directe, il est indispensable de connaître sa distance. En effet, s’il est relativement aisé de mesurer l’énergie lumineuse reçue d’une étoile sur la Terre, seule une connaissance de sa distance réelle permet d’en déduire l’énergie émise à la source. Comment mesurer la distance d’une étoile ? Comment arpenter l’immensité de l’espace ? La technique de base est bien simple : c’est la méthode utilisée par nos deux yeux pour observer le relief. Il s’agit d’observer le même objet de deux endroits différents, éloignés d’une distance appelée « base de triangulation ». La différence angulaire entre les deux directions d’observation donne la distance de l’objet. Pour obtenir de cette manière la distance des étoiles les plus proches de nous, il faut une très grande base de triangulation : la Terre toute entière ne suffit pas. On utilise alors le fait qu’elle tourne autour du Soleil et on mesure le minuscule changement de direction des étoiles au cours de l’année. Cette méthode, connue depuis longtemps mais rendue récemment très performante grâce au satellite Hipparcos, ne convient que pour les étoiles les plus proches de nous. Pour les autres, on doit utiliser des méthodes statistiques plus compliquées que je ne détaillerai pas ici.
La figure 1 montre à quelles distances de nous se trouvent individuellement les étoiles les plus brillantes de la constellation de la Grande Ourse. Ces distances sont communément mesurées en années-lumière, ou distance parcourue par la lumière en un an (soit dix mille milliards de kilomètres). C’est l’ordre de grandeur de la distance entre les étoiles de notre Galaxie. L’étoile la plus proche de nous, Proxima du centaure, se trouve à quatre années- lumière. Dans la Grande Ourse les distances des étoiles se situent entre 50 et 150 années- lumière environ.
Figure 1 : distances comparées des étoiles de la Grande Ourse. Megrez se trouve à environ 50 années-lumière, et Alkaïd à 150 années-lumière
Analyse spectrale : température, composition, vitesse

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La température superficielle d’une étoile se détermine à partir de sa couleur : les étoiles les plus chaudes sont bleues (température supérieure à 20 000K) et les plus froides sont rouges (température de l’ordre de 3 000K). Le Soleil, intermédiaire, a une température de 5 800K.
Il est souvent difficile à un observateur non initié de reconnaître la couleur des étoiles. C’est que, au-dessous d’une certaine intensité lumineuse, l’œil humain ne repère plus les couleurs vives : il les distingue uniquement comme un vague reflet dans la scintillation d’un rayonnement principalement blanchâtre. Et pourtant les couleurs sont réelles !
Les astronomes emploient des techniques très élaborées pour calculer précisément les températures des étoiles. Toutes reposent sur l’étude du « spectre », ou arc-en-ciel stellaire, c’est-à-dire l’analyse en fréquences (ou en longueurs d’onde) du rayonnement émis. L’arc-en- ciel visible à l’œil nu provient de la lumière solaire décomposée dans toutes ses longueurs d’ondes : ceci se produit naturellement par la diffusion du rayonnement dans les gouttes d’eau qui se trouvent en suspension dans l’air ambiant. On obtient le même effet, plus précis et plus détaillé, en utilisant un prisme ou un réseau dispersif au foyer d’un télescope. On découvre alors qu’il existe des milliers de « couleurs manquantes » : le rayonnement du Soleil et des étoiles est absorbé à des longueurs d’ondes très précises par les atomes qui se trouvent dans leurs régions externes, ce qui produit des raies sombres dans le spectre.
L’étude détaillée des spectres stellaires nous donne ainsi accès, non seulement à la température, mais aussi à la composition chimique des étoiles. Le Soleil, par exemple, présente dans son spectre les signatures de tous les éléments chimiques qui compose la matière qui nous entoure et dont nos propres corps sont constitués : on pouvait s’en douter, puisque le Soleil, la Terre et les autres planètes ont été formés à partir du même immense nuage de gaz galactique !
D’autres informations importantes peuvent être obtenues à partir des spectres stellaires, en particulier la vitesse de déplacement des étoiles par rapport à nous (tout bouge dans l’espace !) et leur rotation sur elles-mêmes (tout tourne !). Ces études reposent sur « l’effet Doppler » : si un objet qui émet une onde visible se rapproche, la longueur d’onde est comprimée et la lumière paraît plus bleue ; si au contraire l’objet s’éloigne, elle paraît plus rouge.
En réalité l’arc-en-ciel stellaire ne se limite pas aux couleurs visibles à l’œil : au-delà du violet, il comprend l’ultraviolet, les rayons X et γ ; au delà du rouge, les rayons infra- rouges et radio-électriques (incluant les micro-ondes). Depuis l’avènement de la conquête spatiale, il est possible d’observer le rayonnement des étoiles au-delà de la lumière visible, à des fréquences où il est absorbé par l’atmosphère terrestre: ces observations conduisent à une moisson de nouvelles découvertes. Par exemple, les étoiles entourées d’une couronne comme le Soleil émettent un rayonnement X qui n’existe pas chez les autres étoiles ; ou encore celles qui s’entourent d’un disque de poussières émettent un rayonnement infra-rouge caractéristique.
La mesure simultanée de la luminosité et de la température des étoiles a conduit les astronomes à tracer un graphique fondamental, appelé « diagramme couleur-luminosité », ou encore « diagramme Hertzsprung-Russel », du nom des deux pionniers de cette classification (effectuée pour la première fois en 1910). L’étude de ce diagramme, associée aux calculs fondamentaux d’évolution stellaire, a conduit à une compréhension précise de ce que sont les étoiles [figure 2].

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Figure 2 : Ce diagramme représente la luminosité (par rapport à la luminosité solaire) en fonction de la température superficielle (en degrés) pour les 6700 étoiles les plus proches du Soleil. La température est obtenue à partir de la couleur des étoiles. Elle décroît
de la droite vers la gauche, d’après une tradition bien ancrée chez les astronomes !
On remarque la diagonale appelée « série principale », le groupe des géantes et des
supergéantes en haut à droite, et quelques naines blanches vers le bas. Les étoiles de la série principale sont en train de brûler l’hydrogène en hélium. Les plus massive sont stabilisées avec des luminosités et des températures plus élevées : elles se situent donc plus à gauche dans les diagramme. Lorsque le combustible d’hydrogène a disparu, les étoiles deviennent des géantes.
Qu’est-ce qu’une étoile ?
Une étoile est une « sphère auto-gravitante », c’est-à-dire une énorme boule de gaz chaud, en équilibre sous l’effet de son propre poids. Le Soleil, étoile moyenne typique, a une masse de 2.1030 kg, c’est-à-dire deux milliards de milliards de milliards de tonnes, ce qui correspond à 333 000 fois la masse de la Terre. Son rayon est de 700 000 km, soit cent fois environ celui de la Terre. Les autres étoiles ont des masses comprises entre 0,01 et 100 masses solaires environ et leurs rayons peuvent être très variables suivant l’étape de leur évolution : typiquement entre un dixième et plus de mille rayons solaires, depuis les naines jusqu’aux supergéantes.

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L’équilibre stellaire
Si nous restons les pieds sur Terre sans nous envoler dans les airs, c’est à cause de notre poids, parce que notre corps est attiré par la grosse masse de la Terre qui le retient. Nous ne tombons pas au centre parce que le sol dur nous en empêche. Mais lorsque nous marchons sur de la vase ou dans des sables mouvants, nous nous enfonçons irrémédiablement. Imaginons un atome à la périphérie d’une étoile. Il est attiré vers l’intérieur, et il n’y a pas de sol dur pour le retenir. Mais en tombant, il entre en collision avec d’autres atomes qui ralentissent sa chute, de plus en plus à mesure de sa descente. Finalement, il subit un effet du genre « pépin de melon » : les collisions étant beaucoup plus efficaces en profondeur que vers l’extérieur (parce que la pression, la densité et la température sont plus élevées), il est ré- éjecté vers la surface. C’est ce que l’on nomme « équilibre hydrostatique ». Toute l’étoile est ainsi stabilisée sous l’effet, d’une part du poids de ses atomes qui tend à la concentrer, d’autre part des forces de pression internes qui la maintient dans ses dimensions d’équilibre.
Encore faut-il que l’étoile ait suffisamment d’énergie pour préserver longtemps cet équilibre. En effet, étant constituée de gaz chaud, elle rayonne et perd une énergie qui doit être compensée de l’intérieur. Nous savons à présent que cette énergie provient essentiellement des réactions nucléaires qui se produisent dans ses régions centrales. Actuellement, à l’intérieur du Soleil, 564 millions de tonnes d’hydrogène sont transformées chaque seconde en hélium. Un noyau d’hélium ayant une masse légèrement plus petite que celle des quatre noyaux d’hydrogène qui l’ont constitué, la différence est transformée en énergie selon la formule classique d’Einstein : E = mc2. C’est ainsi que 560 millions de tonnes d’hélium « seulement » sont produits, et 4 millions de tonnes par seconde sont transformés en quatre cent millions de milliards de kilowatts (4.1026 watts). Cette énergie est ensuite transportée vers l’extérieur, soit par radiation, soit par convection, et est finalement rayonnée : c’est la luminosité solaire. On peut calculer ainsi la durée de vie du Soleil, soit 10 milliards d’années, et son âge actuel : 4,5 milliards d’années.
D’où viennent les étoiles ?
Lorsqu’on admire la voûte céleste par une belle nuit d’été, on distingue aisément cette bande blanchâtre qui traverse tout l’espace : la Voie Lactée. C’est notre Galaxie : deux cent milliards d’étoiles dont le Soleil fait partie, gigantesque disque de 100 000 années-lumière de diamètre au sein duquel nous nous situons. Un examen attentif montre que la Voie lactée n’est pas uniforme : elle apparaît comme un ensemble de grandes taches lumineuses entrecoupées de régions sombres. Il existe en effet d’immenses quantités de gaz diffus disséminé entre les étoiles : la « matière interstellaire », souvent concentrée en « nébuleuses ». Ce gaz contient des atomes, des molécules (parfois très complexes), des grains de poussière. Il est soumis à des phénomènes violents : ondes de choc en provenance d’explosions d’étoiles, mouvements de toutes sortes liés à la rotation de la Galaxie, aux ondes qui la traversent et aux collisions diverses. Lorsqu’une masse de gaz se trouve, par hasard, suffisamment concentrée, elle peut s’effondrer sous l’effet de son propre poids et devenir une « proto-étoile ». Le télescope spatial Hubble a permis d’observer, en particulier dans la nébuleuse d’Orion, plusieurs de ces embryons d’étoiles.
Les circonstances qui conduisent à la formation de nouvelles étoiles peuvent être très variées : il faut que, pour une raison ou une autre, le gaz interstellaire soit comprimé au-delà d’un « point de non retour ». On assiste ainsi à des formations d’étoiles « en série » dans d’autres galaxies, appelées précisément « galaxies à sursauts d’étoiles » (star bursts). Parfois la compression du gaz peut même provenir d’une collision directe entre deux galaxies. C’est le cas de la spectaculaire galaxie « roue de charrette » où l’on distingue un immense cercle

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brillant autour d’une galaxie centrale qui paraît normale. En réalité il y a eu collision avec une autre galaxie visible un peu plus loin, ce qui a éjecté un anneau de gaz comprimé qui s’est partiellement transformé en étoiles.
L’étude des étoiles très jeunes montre que certaines sont entourées d’un disque de poussière, qui deviendra probablement dans l’avenir un système planétaire, alors que d’autres semblent « nues ». Par ailleurs plus de la moitié des étoiles se forment par paires (les « étoiles doubles ») ou même parfois par trois ou plus !
Dans tous les cas la proto-étoile continue à se condenser en émettant un rayonnement intense (typiquement 10 à 100 fois la luminosité solaire). En se condensant elle s’échauffe et sa température centrale augmente jusqu’à atteindre la valeur suffisante pour que commencent les réactions nucléaires de fusion d’hydrogène en hélium. Elle se stabilise alors. L’ensemble prend environ 10 millions d’années, ce qui est peu comparé à la durée de vie globale de l’étoile.
Toutes les condensations de gaz interstellaire ne parviennent pas à devenir de véritables étoiles. En effet seules les sphères gazeuses de masse supérieure à 0,01 masse solaire atteignent une température suffisante pour « allumer » les réactions nucléaires qui vont leur permettre de se stabiliser. Si leur masse est inférieure à 0,001 masse solaire, elles deviennent des planètes. Entre les deux se situent des objets qui sont ni de vraies étoiles ni de vraies planètes : les « naines brunes ».
Il existe aussi une limite supérieure à la masse des étoiles : les sphères de gaz trop massives sont instables et n’arrivent pas à se former. On situe cette limite à environ 100 masses solaires.
Évolution stellaire
Suivant leur masse initiale, les étoiles se stabilisent avec des luminosités et des températures différentes. Les étoiles plus massives sont plus chaudes et émettent un rayonnement plus intense. Ce résultat explique le diagramme « couleur-luminosité » des étoiles observées (figure 2). Par exemple une étoile de 10 masses solaires se stabilise avec une luminosité de 1 000 luminosités solaires et une température superficielle de 20 000K : elle est de couleur bleue.
Bien que nous n’y ayons pas accès directement (sauf dans des cas exceptionnels, voir plus loin) l’intérieur des étoiles nous est bien connu par les études théoriques. Il est possible de montrer (c’est le « théorème de Vogt-Russel ») que la connaissance de la masse et de la composition chimique d’une étoile suffit à la caractériser toute entière, en suivant les étapes de son évolution.
La figure 3 montre l’intérieur du Soleil. Dans les régions centrales (environ 20 % du rayon) se produisent les réactions nucléaires. Au centre la température est de 16 millions de degrés, la densité de 135 grammes par centimètres cubes (soit 100 fois la densité de l’atmosphère terrestre au sol) et la pression d’environ 200 milliards de fois la pression atmosphérique ! L’énergie produite par les réactions nucléaires se propage vers la surface sous forme de photons de lumière, qui sont sans arrêt absorbés et ré-émis par les atomes qu’ils rencontrent sur leur chemin. Il faut plusieurs dizaines de millions d’années à l’énergie produite au centre du Soleil pour arriver jusqu’à la surface ! C’est à la moitié du rayon que la densité atteint la valeur de la densité atmosphérique sur Terre, mais la pression y est encore de 600 millions d’atmosphères environ. À une fraction du rayon de 72 % se produit un phénomène particulier : des bulles de gaz se mettent à monter vers la surface et d’autres à descendre, comme l’eau qui bout dans une casserole. Il s’agit d’un phénomène de convection, comme celui qui se produit dans l’air ambiant au-dessus de ces systèmes de chauffage qu’on appelle justement « convecteurs ». Dans le Soleil, la zone de convection monte jusqu’à la

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surface, où elle apparaît dans les images du disque solaire comme des « granules » grandes comme la France.
Figure 3 : L’intérieur du Soleil. Les réactions nucléaires se produisent dans le cœur, à l’intérieur d’une rayon de 0,2 rayons solaires, soit environ 140 000 km. Les photons ainsi
créés se propagent lentement vers l’extérieur. À un rayon de 0 ;72 rayons solaires, soit environ 500 000 km, commence la zone convective qui mélange la matière jusque dans les régions externes. Au-dessus se trouvent la chromosphère et la couronne solaire, signature de gaz très chaud qui s’échappe du Soleil vers l’espace.
L’intérieur des autres étoiles ressemble à celui du Soleil, avec quelques variantes. Lorsque la masse augmente, la température centrale, la densité et la pression deviennent aussi plus élevées. La zone de convection superficielle est moins profonde ; mais en revanche le cœur de l’étoile devient lui-même convectif pour des masses supérieures à 1,5 masses solaires.
Tout ce que nous venons de décrire se rapporte aux étoiles stabilisées grâce à la fusion d’hydrogène en hélium dans leur cœur nucléaire. Que se passe-t-il lorsque le combustible d’hydrogène a disparu ? Le centre de l’étoile se contracte et sa température recommence à augmenter. Dans le même temps les régions externes de l’étoile se dilatent et son rayon croît considérablement. Finalement, tout se stabilise à nouveau lorsque la température centrale est suffisante pour la fusion nucléaire d’hélium en carbone. L’étoile est alors une « géante rouge ». Plus tard l’étoile peut évoluer à nouveau pour devenir une « supergéante ». Au cours de cette évolution, les éléments chimiques qui composaient la nébuleuse primitive dont l’étoile est issue se sont transformés : hydrogène en hélium, hélium en carbone, puis azote, oxygène, etc. D’autres réactions nucléaires annexes se produisent aussi, en particulier la formation et l’absorption de neutrons qui conduisent à la formation d’éléments lourds jusqu’à l’uranium...
La richesse des détails que les astrophysiciens connaissent sur les étoiles est fabuleuse et un livre entier ne suffirait pas à les décrire !
La fin des étoiles
La durée de vie des étoiles varie aussi suivant leur masse : une étoile plus massive possède plus de « combustible nucléaire », mais elle perd beaucoup plus d’énergie par

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seconde : le bilan final ne lui est pas favorable. Une étoile de 10 masses solaires ne peut exister que pendant 100 millions d’années, soit cent fois moins longtemps que le Soleil !
Comment disparaissent les étoiles ? Ici encore, le scénario dépend de la masse. Lorsque le Soleil aura épuisé tout son combustible, dans 5 milliards d’années, ses régions externes grandiront, grandiront... jusqu’à atteindre les planètes qui l’entourent et les avaler, à moins qu’elles n’aient été éjectées auparavant dans l’espace interstellaire. Tout ce gaz se dispersera alors sous la forme d’une belle nébuleuse. Ce qui restera du cœur solaire deviendra une petite étoile appelée « naine blanche », d’une dimension semblable à la Terre, qui se refroidira doucement (cela prendra quelques milliards d’années) avant de disparaître aux yeux du monde en se cristallisant.
Une étoile plus massive que le Soleil ( environ 6 à 8 fois, la limite n’est pas certaine), termine son existence d’une manière autrement plus violente : elle explose ! cela prend seulement quelques heures, ce qui est très rare en astronomie où les échelles de temps sont en générale immenses devant l’échelle d’une vie humaine. Une telle explosion d’étoile est appelée « supernova ». La plus spectaculaire que nous ayons observée récemment est la supernova « 1987A », dans le « Grand Nuage de Magellan » (une galaxie proche de la nôtre, visible à l’œil nu dans l’hémisphère sud). Elle avait en réalité explosé 170 000 ans plus tôt, puisque la distance de cette galaxie est de 170 000 années-lumière !
Lors de l’explosion d’une supernova, l’intérieur de l’étoile est traversé par une onde de choc qui fait monter brutalement la température à un milliard de degrés : c’est une véritable bombe qui transforme complètement la composition chimique de la matière et conduit à la fabrication d’un grand nombre des éléments lourds que nous connaissons sur la Terre. En fait, des mesures d’éléments radioactifs montrent que le Soleil et son cortège de planètes se sont formés, il y a 4,5 milliards d’années, dans une région de la Galaxie où venait d’exploser au moins une supernova !
Au centre de ce qui reste de la supernova (qui apparaît après l’explosion comme une nébuleuse tourmentée) se trouve souvent une toute petite étoile, encore plus petite et plus dense qu’une naine blanche, appelée « étoile à neutrons ». Cette petite étoile peut posséder un champ magnétique intense, qui canalise la lumière dans une certaine direction. Comme, de plus, elle tourne vite, le faisceau de lumière est parfois visible avec une grande régularité (s’il est bien orienté) ; il apparaît alors comme un phare céleste : c’est un pulsar.
Une nouvelle science : l’astérosismologie
Les études théoriques de l’intérieur des étoiles ont récemment reçu une confirmation spectaculaire, grâce à l’héliosismologie, où étude des oscillations solaires.
Le Soleil vibre, comme un gigantesque instrument de musique. Cette immense sphère gazeuse se comporte comme une caisse de résonance qui entre en vibration sous l’effet des chocs aléatoires qui se produisent dans ses régions externes. Des ondes sonores se propagent à l’intérieur du Soleil (à des vitesses environ mille fois supérieures aux vitesses des ondes sonores dans l’atmosphère terrestre au sol) et se réfléchissent vers l’extérieur. Leurs effets sont détectés par les petits mouvements de surface qu’ils entraînent (figures 4 et 5). C’est grâce à l’effet Doppler, dont nous avons déjà parlé, que ces petits mouvements sont repérés et analysés. Leurs périodes d’oscillation sont typiquement de l’ordre de 5 minutes.

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Figure 4 : Exemples possibles de vibrations d’étoiles : les régions claires se rapprochent et les sombres s’éloignent, pour s’inverser quelques minutes plus tard. Dans le
Soleil, des millions de sortes d’harmoniques de ce type sont détectées.
Figure 5 : Propagation des ondes sonores à l’intérieur d’une étoile. Les ondes pénètrent vers l’intérieur en se courbant, et se réfléchissent sur la surface en des points
correspondant aux vibrations observées.
Pour étudier les vibrations solaires, il faut pouvoir observer le Soleil en continu plusieurs jours d’affilée. Trois possibilités s’offrent pour cela :
- observer depuis les régions polaires où le Soleil ne se couche pas pendant plusieurs mois ;
- envoyer des instruments dans l’espace ;
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- créer des réseaux d’observation sur Terre de telle sorte que, lorsque le Soleil se couche sur un observatoire, un autre plus à l’ouest puisse prendre le relais d’une manière coordonnée.
Les trois possibilités ont été utilisées : les premières observations des oscillations solaires ont été obtenues au pôle sud, vers 1980. Par ailleurs, des réseaux d’observation ont été créés tout autour du globe, dont le plus important est le réseau GONG (pour « Global Oscillations Network Group ») qui comprend six instruments identiques implantés à Hawaï, au Chili, aux Etats-Unis, aux îles Canaries, en Inde et en Australie. Enfin le satellite SOHO a permis, grâce à plusieurs instruments installés à bord, d’étudier d’une manière très précise d’ensemble de ces vibrations.
Ces observations ont conduit à l’avènement d’une nouvelle science: l’héliosismologie, ou sismologie du Soleil : l’étude de ces ondes sonores permet en effet de connaître précisément l’intérieur de notre étoile, comme l’étude de la réflexion des ondes sismiques dues aux tremblements de Terre ont permis aux géophysiciens de découvrir la composition des régions internes de notre planète.
Comme toute caisse de résonance, le Soleil vibre avec des fréquences comprenant un très grand nombre d’harmoniques. La « caisse » étant sphérique, l’étude de ces harmoniques est très complexe, d’autant plus qu’on arrive à présent à en distinguer... de l’ordre de 10 millions ! Mais de nombreux astrophysiciens travaillent sur ce sujet, et sont capables maintenant d’en déduire la structure de l’intérieur du Soleil à un pour mille près !
Lorsque l’on compare les résultats de l’heliosismologie avec les études théoriques précédemment connues, l’accord est excellent. Il existe cependant de petites différences qui intéressent beaucoup les chercheurs, car elles ont déjà permis et permettront encore de perfectionner l’étude physique de ces milieux extrêmes, beaucoup plus chauds et plus denses que tout ce que nous pouvons produire sur la Terre.
L’ambition de la prochaine décennie est de mesurer les oscillations d’étoiles comme on sait maintenant mesurer les oscillations solaires. Il faut pour cela envoyer dans l’espace des satellites avec les instruments appropriés. Un projet mené par la France : le satellite COROT, devrait pouvoir être mis sur orbite dans le courant de la prochaine décennie, dans le double but de mesure les oscillations stellaires et de détecter de nouvelles exoplanètes. Un projet grandiose, au premier rang de l’astrophysique mondiale, qui promet de passionnantes nouvelles découvertes !
Il est fascinant de constater, avec le recul d’un siècle, tout ce que les chercheurs ont réussi à comprendre sur ces objets célestes que sont les étoiles, et tout ce qui nous reste encore à découvrir. Les étoiles sont le moteur de l’évolution de l’Univers : ce sont elles qui, dans leur creuset nucléaire, transforment la matière au cours du temps. S’il n’y avait pas eu des étoiles avant la nôtre dans la Galaxie, particulièrement des supernovae, les éléments chimiques qui composent notre monde actuel n’auraient pas été formés à temps pour faire partie de la nébuleuse dont nous sommes issus. Nous n’aurions simplement pas pu exister aujourd’hui sur la Terre !

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Les étoiles

Publié le 7 juin 2017

Une étoile est une boule de gaz, lumineuse, principalement composée d’hydrogène et d’hélium. Le cœur d’une étoile atteint une température extrêmement élevée (plusieurs millions de degrés). Cette forte température permet la réaction de fusion des noyaux d’hydrogène qui maintient, sur des temps pouvant atteindre des dizaines de milliards d’années, l’énergie lumineuse qui nous permet de les voir de si loin.

COMPOSITION D’UNE ÉTOILE

Le gaz composant les étoiles est « ionisé », c’est-à-dire que les électrons électriquement chargés négativement sont totalement ou partiellement séparés des noyaux électriquement chargés positivement. On appelle ce gaz un plasma.

A l’œil nu ou au télescope en lumière visible, on ne voit que la surface lumineuse des astres. Grâce aux télescopes scientifiques terrestres et spatiaux, l’ensemble du spectre électromagnétique de l’étoile peut être observé. Chaque domaine du spectre apporte des informations spécifiques sur l’origine, l’évolution et  le fonctionnement des astres. Par exemple, les rayons infrarouges nous apprennent où et comment les étoiles se forment, la lumière visible nous renseigne sur la composition chimique des étoiles et les ondes radio sur leur activité magnétique. Enfin les rayons X et les gammas révèlent les très hautes températures atteintes lors des explosions qui ont lieu à la fin de la vie des étoiles.
L’ensemble des données provenant de tous ces rayonnements permet de mesurer précisément quelle est la quantité d’énergie produite par une étoile, la température à sa surface ou encore sa composition chimique et son impact sur l’environnement interstellaire.

POURQUOI LES ÉTOILES BRILLENT-ELLES ?
L’équilibre des étoiles dans l’Univers est régi par deux effets opposés : la gravitation, qui tend à compresser le gaz qui compose l’étoile et la pression thermique de ce gaz qui tend à le dilater.
Le cœur d’une étoile est extrêmement chaud. La différence de température entre le cœur et la surface de l’étoile entraîne un flux de chaleur, donc d’énergie, du centre vers l’extérieur. Cette chaleur est finalement rayonnée par l’étoile à sa surface et fait que nous la voyons briller.


L’énergie des étoiles est due aux réactions nucléaires de fusion qui ont lieu en leur centre. Les étoiles évoluent en transformant l’hydrogène en éléments plus lourds. A la fin de leur vie, les réactions nucléaires s ‘emballent et les étoiles se gonflent avant finalement de se contracter définitivement, pour la plupart d’entres elles, en un astre très dense lorsque leurs ressources internes tarissent. Celui-ci va se refroidir lentement jusqu’à ce qu’il ne brille presque plus. La durée de vie d’une étoile varie ainsi en fonction de sa masse. Plus une étoile est grosse, plus elle consomme rapidement son énergie. Une étoile massive peut vivre quelques dizaines de millions d’années alors que les étoiles plus petites peuvent vivre des dizaines, voire même des centaines de milliards d’années.


NAISSANCE D’UNE ÉTOILE
A l’intérieur des galaxies, on trouve de gigantesques nuages de gaz et de poussières, appelés nuages moléculaires. Leur forme a récemment été révélée dans l’infrarouge. Loin d’être sphériques, ils se structurent en un réseau de filaments interstellaires. Probablement sous l’effet conjugué de la turbulence et de la gravitation, une partie de ces filaments peut se condenser, se contracter puis se fragmenter en poches de gaz : les cœurs protostellaires. Dans ces cœurs, la masse de gaz s’accumule progressivement, l’agitation des particules augmente et la température du gaz s’élève jusqu’à environ un million de degrés. A ce stade, on considère qu’il s’agit d’une protoétoile. Chaque protoétoile devient ensuite de plus en plus dense en s’effondrant sur elle-même sous l’effet de la gravité. La température augmente encore jusqu’à ce qu’elle soit suffisamment élevée pour produire des réactions de fusion thermonucléaire. Avec ces réactions, la protoétoile devient une étoile.
La formation d’une étoile peut être observée par les astrophysiciens grâce aux rayonnements infrarouge et submillimétrique émis par le gaz et la poussière composant les cœurs protostellaires.



VIE ET MORT D’UNE ÉTOILE
Durant leur vie, la structure interne des étoiles évolue comme leur taux de rotation et leur activité magnétique. Ces deux processus sont intimement liés via un effet appelé dynamo fluide qui convertit de l’énergie mécanique en énergie électrique. A l’intérieur d’une étoile, les zones turbulentes et convectives, où l’énergie est transportée, non pas par la lumière, mais par les mouvements à grande échelle de la matière, génèrent des courants électriques. Ces courants, combinés à la rotation de l’étoile, génèrent à leur tour, via l’effet dynamo, des champs magnétiques dont l’intensité et la structure changent au cours du temps. Dans le cas du Soleil par exemple, le fameux cycle de 11 ans et l’apparition périodique des taches solaires sont une illustration de cette activité magnétique des étoiles.

Le Soleil passe par des maximums puis par des minimums d’activité et cela a un impact direct sur la Terre, car des éruptions très énergétiques peuvent impacter notre planète.  Cette activité magnétique est très intense dans les étoiles jeunes et se calme au fur et à mesure de l’évolution de l’étoile, lorsque sa rotation ralentit. La durée des cycles magnétiques s’allonge alors et leur intensité s’amenuise. Ce ralentissement, important pour les étoiles de type solaire, est dû au vent de particules appelé "vent solaire", qui extrait de la masse et de la "quantité de rotation" (plus précisément du "moment cinétique") de l’étoile. On parle alors de gyrochronologie ou de magnétochronologie, pour désigner l’évaluation de l’âge des étoiles en fonction de leur rotation ou de leur magnétisme.
Le magnétisme solaire nous permet donc de comprendre le magnétisme des étoiles et vice-versa.
Une autre manière de comprendre les étoiles est d’en sonder l'intérieur profond. Ceci est possible grâce à une technique dite de "sismologie stellaire" ou "héliosismologie", qui, par l’étude des vibrations (ondes sonores ou mixtes) se propageant dans les étoiles, nous renseigne sur leur intérieur, un peu comme la comparaison du son d’un tambour ou d’une trompette, nous permet de distinguer la taille et la nature du matériau composant de l’instrument de musique.
La sismologie solaire et stellaire a permis de grandes avancées en décrivant la structure et la dynamique interne des étoiles, amenant les scientifiques à réviser la compréhension classique des étoiles. Dans le Soleil, cette technique d’observation indirecte, « de l’intérieur », a mis en évidence la rotation interne solaire et la présence d’une forte zone de mélange appelée la tachocline, à la séparation entre le cœur radiatif du Soleil en rotation rigide (rotation en bloc solide) et la zone convective, la région plus extérieure, animée de forts mouvements de convection.

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L'ESSENTIEL SUR...
Les étoiles

Publié le 7 juin 2017
       
Une étoile est une boule de gaz, lumineuse, principalement composée d’hydrogène et d’hélium. Le cœur d’une étoile atteint une température extrêmement élevée (plusieurs millions de degrés). Cette forte température permet la réaction de fusion des noyaux d’hydrogène qui maintient, sur des temps pouvant atteindre des dizaines de milliards d’années, l’énergie lumineuse qui nous permet de les voir de si loin.

COMPOSITION D’UNE ÉTOILE

Le gaz composant les étoiles est « ionisé », c’est-à-dire que les électrons électriquement chargés négativement sont totalement ou partiellement séparés des noyaux électriquement chargés positivement. On appelle ce gaz un plasma.


A l’œil nu ou au télescope en lumière visible, on ne voit que la surface lumineuse des astres. Grâce aux télescopes scientifiques terrestres et spatiaux, l’ensemble du spectre électromagnétique de l’étoile peut être observé. Chaque domaine du spectre apporte des informations spécifiques sur l’origine, l’évolution et  le fonctionnement des astres. Par exemple, les rayons infrarouges nous apprennent où et comment les étoiles se forment, la lumière visible nous renseigne sur la composition chimique des étoiles et les ondes radio sur leur activité magnétique. Enfin les rayons X et les gammas révèlent les très hautes températures atteintes lors des explosions qui ont lieu à la fin de la vie des étoiles.
L’ensemble des données provenant de tous ces rayonnements permet de mesurer précisément quelle est la quantité d’énergie produite par une étoile, la température à sa surface ou encore sa composition chimique et son impact sur l’environnement interstellaire.


POURQUOI LES ÉTOILES BRILLENT-ELLES ?
L’équilibre des étoiles dans l’Univers est régi par deux effets opposés : la gravitation, qui tend à compresser le gaz qui compose l’étoile et la pression thermique de ce gaz qui tend à le dilater.
Le cœur d’une étoile est extrêmement chaud. La différence de température entre le cœur et la surface de l’étoile entraîne un flux de chaleur, donc d’énergie, du centre vers l’extérieur. Cette chaleur est finalement rayonnée par l’étoile à sa surface et fait que nous la voyons briller.


L’énergie des étoiles est due aux réactions nucléaires de fusion qui ont lieu en leur centre. Les étoiles évoluent en transformant l’hydrogène en éléments plus lourds. A la fin de leur vie, les réactions nucléaires s ‘emballent et les étoiles se gonflent avant finalement de se contracter définitivement, pour la plupart d’entres elles, en un astre très dense lorsque leurs ressources internes tarissent. Celui-ci va se refroidir lentement jusqu’à ce qu’il ne brille presque plus. La durée de vie d’une étoile varie ainsi en fonction de sa masse. Plus une étoile est grosse, plus elle consomme rapidement son énergie. Une étoile massive peut vivre quelques dizaines de millions d’années alors que les étoiles plus petites peuvent vivre des dizaines, voire même des centaines de milliards d’années.


NAISSANCE D’UNE ÉTOILE
A l’intérieur des galaxies, on trouve de gigantesques nuages de gaz et de poussières, appelés nuages moléculaires. Leur forme a récemment été révélée dans l’infrarouge. Loin d’être sphériques, ils se structurent en un réseau de filaments interstellaires. Probablement sous l’effet conjugué de la turbulence et de la gravitation, une partie de ces filaments peut se condenser, se contracter puis se fragmenter en poches de gaz : les cœurs protostellaires. Dans ces cœurs, la masse de gaz s’accumule progressivement, l’agitation des particules augmente et la température du gaz s’élève jusqu’à environ un million de degrés. A ce stade, on considère qu’il s’agit d’une protoétoile. Chaque protoétoile devient ensuite de plus en plus dense en s’effondrant sur elle-même sous l’effet de la gravité. La température augmente encore jusqu’à ce qu’elle soit suffisamment élevée pour produire des réactions de fusion thermonucléaire. Avec ces réactions, la protoétoile devient une étoile.
La formation d’une étoile peut être observée par les astrophysiciens grâce aux rayonnements infrarouge et submillimétrique émis par le gaz et la poussière composant les cœurs protostellaires.


VIE ET MORT D’UNE ÉTOILE
Durant leur vie, la structure interne des étoiles évolue comme leur taux de rotation et leur activité magnétique. Ces deux processus sont intimement liés via un effet appelé dynamo fluide qui convertit de l’énergie mécanique en énergie électrique. A l’intérieur d’une étoile, les zones turbulentes et convectives, où l’énergie est transportée, non pas par la lumière, mais par les mouvements à grande échelle de la matière, génèrent des courants électriques. Ces courants, combinés à la rotation de l’étoile, génèrent à leur tour, via l’effet dynamo, des champs magnétiques dont l’intensité et la structure changent au cours du temps. Dans le cas du Soleil par exemple, le fameux cycle de 11 ans et l’apparition périodique des taches solaires sont une illustration de cette activité magnétique des étoiles.

Le Soleil passe par des maximums puis par des minimums d’activité et cela a un impact direct sur la Terre, car des éruptions très énergétiques peuvent impacter notre planète.  Cette activité magnétique est très intense dans les étoiles jeunes et se calme au fur et à mesure de l’évolution de l’étoile, lorsque sa rotation ralentit. La durée des cycles magnétiques s’allonge alors et leur intensité s’amenuise. Ce ralentissement, important pour les étoiles de type solaire, est dû au vent de particules appelé "vent solaire", qui extrait de la masse et de la "quantité de rotation" (plus précisément du "moment cinétique") de l’étoile. On parle alors de gyrochronologie ou de magnétochronologie, pour désigner l’évaluation de l’âge des étoiles en fonction de leur rotation ou de leur magnétisme.

Le magnétisme solaire nous permet donc de comprendre le magnétisme des étoiles et vice-versa.
Une autre manière de comprendre les étoiles est d’en sonder l'intérieur profond. Ceci est possible grâce à une technique dite de "sismologie stellaire" ou "héliosismologie", qui, par l’étude des vibrations (ondes sonores ou mixtes) se propageant dans les étoiles, nous renseigne sur leur intérieur, un peu comme la comparaison du son d’un tambour ou d’une trompette, nous permet de distinguer la taille et la nature du matériau composant de l’instrument de musique.

La sismologie solaire et stellaire a permis de grandes avancées en décrivant la structure et la dynamique interne des étoiles, amenant les scientifiques à réviser la compréhension classique des étoiles. Dans le Soleil, cette technique d’observation indirecte, « de l’intérieur », a mis en évidence la rotation interne solaire et la présence d’une forte zone de mélange appelée la tachocline, à la séparation entre le cœur radiatif du Soleil en rotation rigide (rotation en bloc solide) et la zone convective, la région plus extérieure, animée de forts mouvements de convection.

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Pollution : de nouvelles sources d’ammoniac détectées depuis l’espace

05 décembre 2018    TERRE

Des chercheurs du CNRS1 et de l’Université Libre de Bruxelles ont élaboré la première cartographie mondiale de l’ammoniac atmosphérique (NH3) en analysant des mesures par satellite réalisées entre 2008 et 2016. Grâce à l’interféromètre IASI développé par le CNES, plus de 200 sources de NH3 dont les deux tiers étaient inconnues auparavant ont été répertoriées. Ces sources proviennent essentiellement de l’élevage intensif et de l’industrie. L’étude est publiée le 5 décembre dans la revue Nature.

Depuis une douzaine d’années, l’interféromètre IASI embarqué à bord des trois satellites Metop2 fournit aux scientifiques des données globales de divers composés atmosphériques, dont l’ammoniac. L’ammoniac atmosphérique est un composé très important puisqu’il se dégrade en particules fines sous forme de sels d’ammonium, altérant la qualité de l’air que nous respirons. Or, les processus régulant les concentrations de ce gaz dans l’atmosphère sont très mal connus, particulièrement à l’échelle locale.

En exploitant les données journalières de NH3 mesurées par l’instrument pendant près de dix ans, les chercheurs ont généré une carte mondiale de la répartition d’ammoniac atmosphérique, au kilomètre carré près.  En combinant cette carte avec des images satellites, ils ont mis en évidence et catégorisé 241 sources localisées de NH3 liées à l’activité humaine, dont 83 liées à l’agriculture intensive et 158 à l’activité industrielle, ainsi que 178 zones d’émissions plus étendues. (Voir carte).
En plus des nouvelles sources répertoriées et donc absentes des inventaires actuels, l’étude a montré que les émissions provenant de sources connues sont très largement sous-estimées. L’évolution des concentrations d’ammoniac a également permis d’identifier des changements dans les activités humaines comme l’ouverture ou la fermeture de complexes industriels ou encore l’agrandissement d’infrastructures d’élevage intensif.
Ces résultats suggèrent qu’une meilleure gestion des impacts de la pollution par l’ammoniac passe par une révision complète des émissions de ce gaz, très largement sous-estimées dans les inventaires actuels.

Vidéo sur l’interféromètre IASI
Carte interactive des sources d’émission d’ammoniac atmosphérique

Carte des flux d’ammoniac atmosphérique construite à partir de 9 ans de données de l’instrument IASI : 242 sources ponctuelles, indiquées par des cercles noirs et 178 zones d’émissions plus étendues, entourées par des rectangles blancs.
© Martin Van Damme et Lieven Clarisse / ULB

 
Bibliographie
Industrial and agricultural ammonia point sources exposed. Van Damme, M., Clarisse, L., Whitburn, S., Hadji-Lazaro, J., Hurtmans, D., Clerbaux, C., Coheur, P.-F. Nature, le 5 décembre 2018. DOI: 10.1038/s41586-018-0747-1.

Contact
Cathy Clerbaux
Chercheuse CNRS
cathy.clerbaux@latmos.ipsl.fr
Julie Desriac
Attachée de presse
+33 1 44 96 51 51
presse@cnrs.fr

Notes
*         Ces chercheurs appartiennent au Laboratoire « atmosphères, milieux, observations spatiales » (CNRS/Sorbonne Université/Université Versailles Saint-Quentin) qui fait partie de l’IPSL (Institut Pierre Simon Laplace) regroupant neuf laboratoires dont les thématiques de recherche concernent l’environnement global.
*         Le programme Metop lancé par l'ESA et Eumetsat en 2007 couvrira 18 années d'observation de la composition atmosphérique en continu avec trois satellites successifs. Le dernier satellite, Metop-C a été lancé le 7 novembre 2018.

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