ÉTOILES
Évolution des étoiles
L'étude de l'évolution stellaire a pour but de fournir l'interprétation physique de l'ensemble des observations dont on dispose sur la structure des étoiles. Le développement considérable de cette discipline depuis la fin des années 1950 a largement profité des performances croissantes des ordinateurs et de la mise au point des techniques d'analyse numérique adaptées. Parallèlement, les progrès rapides enregistrés en physique nucléaire ont permis d'affermir la connaissance des mécanismes de production d'énergie qui entretiennent le rayonnement des étoiles pendant la majeure partie de leur vie.
Si l'on excepte les novae et les supernovae, ainsi que les nébuleuses planétaires et certaines phases géantes rouges, l'observation montre que les étoiles sont des objets en équilibre hydrostatique : leurs propriétés observables n'évoluent que très lentement dans le temps. Cela permet de faire usage du théorème du viriel qui permet en principe de dégager les grandes lignes de l'évolution stellaire. L'énergie potentielle gravitationnelle Ω (négative) et l'énergie cinétique interne totale T (somme de l'énergie cinétique thermique des particules et de l'énergie cinétique associée aux mouvements d'ensemble de la matière stellaire : rotation de l'étoile, convection, turbulence, etc.) d'une étoile sont liées par la relation :
Il en résulte que l'énergie gravitationnelle que peut libérer une étoile en se contractant est pour moitié stockée sous forme d'énergie interne, alors que l'autre moitié est rayonnée dans l'espace. La contraction d'une proto-étoile cesse quand son cœur atteint la température de combustion de l'hydrogène, soit de 10 à 20 millions de degrés. Conformément au théorème du viriel, l'étoile a un rayon tel que son énergie interne totale soit égale à la moitié de l'énergie gravitationnelle libérée depuis le début de la contraction.
La fusion thermonucléaire de l'hydrogène en hélium fournit à l'étoile une énergie de loin supérieure à l'énergie gravitationnelle déjà libérée. L'étoile adopte alors une configuration stable de longue durée : elle a rejoint la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell, sur laquelle on recense la plupart des étoiles observées.
L'étoile se contracte à nouveau lorsque l'hydrogène est épuisé dans le cœur. Par la suite, plusieurs phases de combustion thermonucléaire d'éléments de masses atomiques de plus en plus élevées précédemment synthétisés se succèdent en alternance avec les phases de contraction gravitationnelle. Cette évolution, pendant laquelle la morphologie de l'étoile change beaucoup, arrive à son terme quand a été épuisée la totalité de l'énergie nucléaire disponible (fusion du silicium en fer et en nickel) ou bien encore quand la matière stellaire est parvenue à un état qui ne lui permet plus d'évacuer la majeure partie de son énergie, l'état dégénéré. Il n'existe pas de chemin évolutif unique, commun à toutes les étoiles. Ces dernières diffèrent entre elles dès leur formation par leurs masses et leurs compositions chimiques.
Les étoiles de petites masses, voisines de celles du Soleil, sont beaucoup plus nombreuses que celles de masses élevées (M ≥ 10 M⊙). On n'observe pas d'étoile de masse supérieure à environ 100 M⊙. Plus grande est la masse d'une étoile, plus grande est l'énergie gravitationnelle Ω ≃ — 3 GM2/5 R susceptible d'être libérée (G = constante d'attraction universelle ; R = rayon de l'étoile) ; cela lui permet d'atteindre des températures de plus en plus élevées.
Il est clairement établi que la composition chimique du gaz interstellaire[...]
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Écrit par
- André BOISCHOT : astronome titulaire à l'Observatoire de la Côte d'Azur
- Jean-Pierre CHIÈZE : ingénieur au Commissariat à l'énergie atomique, docteur ès sciences
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Évolution des étoiles
Planeta Actimedia S.A.© Encyclopædia Universalis France pour la version française.
Reste de supernova N 63A
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