Les étoiles

A l'image de notre Soleil, les étoiles sont des masses de plasma (gaz porté à très haute température), de forme généralement sphérique ou ellipsoïdale, en rotation sur elles-mêmes, extrêmement lumineuses, et dont l'énergie est rayonnée pour l'essentiel dans la partie visible du spectre électromagnétique. Une énergie dont les caractéristiques varient d'ailleurs au cours du temps : la couleur et la luminosité des étoiles sont fonction de la manière dont s'établit à un moment donné l'équilibre entre les deux forces antagonistes qui gouvernent ces astres : la pression et la gravitation.

Les étoiles naissent, vivent leur vie d'étoiles, en consommant le combustible nucléaire qu'elles contiennent et qui est la source de l'énergie qu'elles rayonnent pendant la plus grande partie de leur existence, puis meurent. On les verra dès lors traverser diverses phases, devenir des géantes rouges immensément lumineuses et dilatées, mais froides, au moment de leur vieillesse. Chemin faisant, elle deviendront variables et expulseront dans l'espace interstellaire la matière de leur enveloppe à grandes bouffées de vent stellaire. A la fin, elles disparaîtront tantôt par une explosion titanesque, tantôt plus discrètement.

Étoiles en société

Certains regroupements d'étoiles ont été remarqués dès la plus haute antiquité par leur isolement au milieu du ciel étoilé et le rapprochement de leurs composantes. Cela leur a fait assigner des noms spéciaux. Par exemple, les Pléiades, les Hyades (constellation du Taureau), Praesepe (dans le Cancer) et l'amas de la Chevelure de Bérénice. Les astronomes appellent amas ces sociétés stellaires, souvent riches de centaines de membres et davantage, et plus particulièrement amas ouverts, ceux que l'on vient de citer. D'autres, plus riches encore, et beaucoup plus compacts, doivent à leur aspect le nom d'amas globulaires. On les rencontre à la périphérie des galaxies, où ils concentrent certaines de leurs plus vieilles étoiles.

Appartenant à la même famille que les amas, mais à l'individualité moins facile à reconnaître, existent encore des groupes dispersés d'étoiles, appelés associations, dans le cas de ceux qui s'apparentent le plus aux jeunes des amas ouverts, mais sans que la gravitation ne parvienne à lier entre elles leurs étoiles trop dispersées. Il en est de même des anneaux stellaires et des chaînes, qui lorsque ils ne sont pas de simples regroupement apparents, pourraient sûrement être considérés comme une variété d'associations, et des courants stellaires, qui pour leur part, traduisent dans les galaxies l'existence de grands mouvements d'ensemble, dans lesquels peuvent être impliquées toutes les sociétés stellaires que l'on vient de mentionner, ainsi d'ailleurs que des étoiles isolées.

Que l'on envisage les étoiles composées ou les amas, et leurs diverses variantes plus ou moins déliées, le constat que l'on pourra faire est toujours le même : celui du caractère collectif du phénomène stellaire, qui est la conséquence directe de leur mode de formation. Tous les amas finiront un jour où l'autre par se disperser. L'évaporation est inéluctable. Ce n'est qu'une affaire de temps. Mais même après qu'une étoile ait quitté son amas d'origine, son caractère apparaît encore d'une autre manière : les deux tiers des étoiles vivent ainsi en couples, c'est-à-dire qu'elles forment avec une autre étoile un système, lié par la gravitation, dans lequel elles décrivent des orbites autour d'un centre de masse commun. Ce sont des étoiles doubles. 

Les étoiles doubles très rapprochées, souvent qualifiées de binaires serrées, ne sont pas facile à distinguer des étoiles simples. Mais elles peuvent présenter un grand intérêt. Ainsi, pour peu que le plan de l'orbite de deux composantes soit aligné soit orienté selon la ligne de visée, on pourra, par exemple, observer leurs éclipses mutuelles, qui se manifesteront par des variations périodiques de luminosité. On aura affaire à des binaires à éclipses.

Il en est également, qui ont davantage de composantes. On parle alors d'étoiles triples, quadruples, multiples... Au total, donc, dans le monde stellaire, les étoiles isolées, comparables au Soleil, sont une minorité.

Par de nombreux aspects, les étoiles restent cependant très comparables à l'astre du jour. Même composition chimique globale : trois quarts d'hydrogène, vingt pour cent d'hélium environ et quelques éléments plus lourds. En première approche, les étoiles ont aussi une structure interne similaire à celle du Soleil : en leur centre se situe le coeur, ou noyau, dans lequel les pressions et les températures sont les plus élevées, au-dessus se place une enveloppe épaisse, étagée généralement en plusieurs couches, puis leur atmosphère, très étendue et souvent aussi siège d'une grande agitation, qui témoigne du rôle important joué dans toutes les étoiles par les phénomènes magnétiques.

Des différences entre les étoiles existent également. Elles concernent leur masse, leur luminosité et leur couleur. Reste qu'une logique commune régit le monde des étoiles. Il est des règles qu'elles doivent bon gré mal gré respecter. Ainsi, pendant l'essentiel de leur existence, les étoiles puisent-elles toutes l'énergie qu'elles rayonnent à la même source. Leurs régions centrales sont le siège de réactions de fusion des noyaux atomiques dont le résultat est la fabrication de noyaux atomiques plus lourds (nucléosynthèse stellaire), accompagnée d'un fort dégagement d'énergie.

S'il fallait définir une étoile par un seul mot, ce serait sans doute, comme il est apparu dans la section précédente, celui d'équilibre. Mais à chaque instant une étoile disperse autour d'elle une quantité phénoménale d'énergie. Ce qui signifie que l'état dans lequel elle se trouve est nécessairement un équilibre dynamique. A partir du moment où une étoile est née, c'est-à-dire stricto sensu à partir du moment où elle commence à produire de l'énergie à partir de réactions thermonucléaires se déroulant en son sein, équilibre auquel elle s'accroche est entièrement contrôlé par l'action antagoniste de cette énergie et de la gravitation.

Les termes exacts dans lesquelles les conditions de l'équilibre stellaire peuvent ensuite être très diverses. Elles dépendront du stade d'évolution de l'astre aussi bien que de sa masse. Dans certains cas, l'équilibre peut s'accompagner de variations. L'étoile changera en particulier d'éclat, peut-être périodiquement, peut-être au cours de brèves crises d'instabilité. La variabilité peut ainsi apparaître lors de stades tardifs d'évolution. C'est le cas pour ces variables pulsantes que sont les Céphéïdes, par exemple, mais aussi de certaine géantes rouges, étoiles de masse moyenne en général, mais de taille et d'éclat gigantesque, et engagées dans une course désespérée pour maintenir justement cet équilibre qui leur permettra encore quelque temps de revendiquer leur statut stellaire.

Mais une clé commande les différentes caractéristiques que possède une étoile. Une clé qui règle son destin en décidant sans faillir tout au long de la vie de l'étoile de ce que seront en définitive les termes de son équilibre à un instant donné. Il s'agit de la masse de l'étoile.

Ce critère conduit ainsi à distinguer des étoiles ordinaires d'une part les étoiles de forte masse, à la vie courte et violente, et d'autre part, les mini-étoiles, étoiles peu massives et froides, à tel point que les moins massives d'entre elles ne mériteraient pas même le nom d'étoiles. Il s'agit des naines brunes, dont la masse est insuffisante pour que s'allument en leur sein les réactions de fusion des noyaux d'hydrogène qui marquent la venue dans la vie de tous leurs autres congénères. 

On notera cependant que les règles du jeu ne se sont nécessairement fixées une fois pour toutes. Dans de nombreux systèmes binaires, l'évolution d'une étoile peut être affectée par celle de l'autre composante du couple. Ce facteur principal de cette évolution croisée est le transfert de matière de l'une des composantes vers son compagnon. Cela conduira à des chemins évolutifs différents de ceux que suit une étoile isolée, à certaines variations d'éclat épisodiques, comme on en observe avec les binaires symbiotiques, et même - dans le cas où une composante est devenue une naine blanche et où l'autre en est encore au stade de géante rouge -, à des crises importantes, qui se manifestent au travers du phénomène de nova.

La fin d'existence d'une étoile est d'abord fonction de sa masse. Les plus petites, dont la masse est inférieure à 0,3 masses solaires sont appelées à s'éteindre sans que cette mort qui n'est pas à attendre avant des milliers de milliards d'années ne s'accompagne pas de grand fracas. Les étoiles de masses plus importantes, et appelées toutes à grossir un jour en géante rouge, sont appelées, à ce stade, à se débarrasser d'une grande partie de leur enveloppe. Pour la majorité d'entre elles, dont la masse est inférieure à 8 masses solaires environ, le scénario à attendre est celui d'une contraction et d'un échauffement temporaire de l'astre, dont le rayonnement sera à l'origine de l'illumination du gaz expulsé précédemment, qui prendra alors la forme d'une nébuleuse planétaire, aux couleurs souvent spectaculaires. A terme l'astre central, de plus en plus compact deviendra, pour sa part une naine blanche, qui se refroidira progressivement aucun échange de matière n'intervient avec une autre étoile..

Lorsque les naines blanches appartiennent à un système binaire, elles peuvent accumuler à leur surface du gaz arraché par leur gravitation à leur compagnon moins évolué. Cela provoquera la plupart du temps des explosions à la surface de la naine blanche, connues nous le nom de novae. Mais l'issue de ce mécanisme peut également conduire à la destruction complète de la naine, ce qui donne naissance à une supernova de type Ia (lisez UN-A). Les étoiles plus massives, sont quant à elles vouées à coup sûr à ce final plus dramatique. Lorsque la combustion nucléaire dans leur coeur devient impossible, car la fusion des noyaux atomiques coûte plus d'énergie qu'elle n'en peut produire, le coeur de l'étoile s'effondre, et les mécanismes qui l'accompagnent provoquent l'expulsion violente de l'enveloppe sous la forme de l'explosion. Un phénomène qui dans sa forme la plus commune est appelé supernova de type II.

De son côté, le coeur de l'étoile massive continuera à se contracter pour donner naissance à un astre excessivement compact, une étoile à neutrons. Au delà d'un certain seuil, mal connu, mais qui pourrait se situer autour de 3 masses solaires, un tel astre engendre un champ de gravitation tel que l'espace-temps peut se déchirer pour donner naissance à un trou noir. Le mécanisme de formation de ces objets semble pouvoir par ailleurs pouvoir expliquer une autre catégorie de phénomènes de très haute énergie : de brefs déferlements des photons-gamma, détectés pratiquement quotidiennement dans le ciel, et connus sous le nom de sursauts gamma.

Bruno Mauguin, Bénédicte Saulier-Le Drean, Vie et mort des étoiles, Apogée, 2005. - Les étoiles ne sont pas éternelles : elles naissent et meurent au sein des galaxies. De la composition des nébuleuses interstellaires au processus de disparition des étoiles en passant par l'organisation de la matière qui les constitue, les auteurs nous dévoilent avec une grande simplicité tous les secrets passionnants de la vie et de la mort des étoiles. Entrez, avec ce livre, dans un monde fascinant où l'on apprend, entre autres, que la matière dont nous sommes faits est directement liée au destin des étoiles! (couv.).

Sylvie Vauclair, La Symphonie des étoiles, Albin Michel, 2000. - D. Proust, J. Breysacher, Les étoiles, Points Seuil, 1996. Une brève et très accessible synthèse des connaissances actuelles dans ce domaine. - Hubert Reeves, Poussières d'étoiles, Le Seuil, 1988.