Les étoiles


La formation des étoiles

L’Univers à ses débuts était un peu morne, constitué uniquement de nuages d’hydrogène et d’hélium. Pour dépasser ce stade et produire des éléments nouveaux, il lui fallait trouver un nouveau creuset capable de recréer partiellement les conditions de température et de densité du Big Bang : les étoiles.

Le point de départ de la formation des étoiles est un nuage d’hydrogène moléculaire. Sous l’effet de perturbations externes, un tel nuage peut parfois perdre sa stabilité. Il se fragmente alors en ensembles plus petits qui s’effondrent sur eux-mêmes sous l’effet de la gravité.

En s’effondrant, chaque petit nuage va subir une forte augmentation de densité et de température. Lorsque le centre du nuage est assez chaud, les atomes se dissocient, ce qui va faciliter les interactions entre protons. En même temps, ces derniers gagnent tellement d’énergie qu’ils peuvent maintenant vaincre la force électromagnétique qui les empêche normalement de se rapprocher. La force nucléaire forte est alors capable de fusionner les protons pour former des noyaux d’hélium.

La transformation d’hydrogène en hélium libère énormément d’énergie et donne naissance à une très forte pression. Le corps est alors capable de résister à la gravité, il se stabilise, se réchauffe et se met à briller : une étoile est née.

Le Soleil

L’énergie du Soleil provient de réactions de fusion de l’hydrogène en son centre. Crédit : NASA/ESA/SOHO

Les géantes rouges

Les étoiles qui se trouvent dans la phase de fusion de l’hydrogène, en particulier le Soleil, appartiennent à la séquence dite principale. Les réactions nucléaires y créent de l’hélium, donc rien d’original par rapport à la période du Big Bang. La création d’éléments nouveaux va commencer après cette phase de la vie stellaire.

En effet, la concentration en hélium au centre de l’étoile augmente peu à peu avec le temps. Or la présence d’hélium interfère avec les interactions entre protons, donc avec la fusion de l’hydrogène. Le résultat est une baisse du nombre de réactions nucléaires et par conséquent de la pression engendrée. La gravité peut reprendre l’avantage et recommence à contracter l’étoile sur elle-même.

La reprise de la contraction a deux conséquences. D’abord, la densité et la température augmentent dans une zone en forme de coquille autour du noyau, ce qui permet à la fusion de l’hydrogène de s’y mettre en route. Ensuite, dans le noyau lui-même, la température augmente énormément et finit par atteindre les 100 millions de degrés. Lorsque cette valeur est atteinte, un nouveau type de réaction nucléaire peut se mettre en place, les noyaux d’hélium commencent à fusionner pour former des noyaux de carbone. Les étoiles réussissent là où le Big Bang avait échoué, un élément nouveau apparaît, le carbone, qui jouera plus tard un rôle central dans le développement de la vie.

NGC 6543

La nébuleuse planétaire NGC 6543 observée par le télescope spatial Hubble. Ce magnifique spectacle est créé par une étoile ordinaire en fin de vie qui éjecte ses couches externes. Crédit : NASA/ESA/HEIC/STScI/AURA

Pour l’étoile elle-même, la phase de fusion de l’hélium conduit à une métamorphose. Le double apport d’énergie au centre est capable d’arrêter la contraction, mais il est d’une telle ampleur que les couches externes de l’étoile vont être repoussées vers l’extérieur. Le diamètre de l’étoile augmente de façon spectaculaire, sa température de surface baisse, sa couleur vire au rouge. L’étoile quitte la séquence principale pour devenir une géante rouge.


Page mise à jour le 30 août 2017 par Olivier Esslinger