Les étoiles sont un peu comme les lampes de l'Univers. Elles permettent depuis des milliards d'années de l'éclairer. Ce sont elles qui ont rempli l'Univers des atomes qui nous composent en majorité, en outre, elles permettent la vie. Même si le Soleil semble être éternellement placé dans le Système Solaire, il est comme les autres étoiles qui peuplent le cosmos : elles naissent, vivent, se développent et certaines créent la vie sur leurs planètes, mais meurent de façon cataclysmique.
Le Soleil est l'étoile de notre Système Solaire. Il se lève le matin et se couche le soir pour disparaître sous l'horizon et donner place à la nuit, gouvernée par la Lune. Ce rituel quotidien, combiné à ce que le Soleil permet, a fait place à la création de cultes, de religions, orientés autours de lui. Il a longtemps été considéré comme une divinité.
Présentation du Soleil :
Éclairons tout d'abord un point : le Soleil n'est pas jaune, ni orange ou de quelque autre couleur que ce soit. Il est blanc. Nous le voyons jaune sur Terre en raison de la transformation de sa couleur en traversant l'atmosphère.
Le Soleil est composé de 75% d'hydrogène (son carburant), et de 25% d'hélium. Il a un diamètre de 1,4 million de kilomètres, soit 100 fois le diamètre de la Terre ! Sa masse est 745 fois plus importante que celle de toutes les planètes du Système Solaire réunies, soit 99% de la masse totale du Système Solaire ! Son attraction gravitationnelle est tellement puissante qu'elle s'étend jusqu'au mystérieux nuage d'Oort, situé à plus de dix mille milliards de kilomètres ! Pourtant, le Soleil n'est qu'une naine jaune, une petite étoile comparée aux étoiles monstrueuses peuplant l'Univers. Le Soleil est une boule de plasma à très haute température, soit 15 000 000 °C en son cœur, température suffisante pour engendrer la fusion de plus de 600 millions de tonnes d'hydrogène chaque seconde dans le but de créer de l'hélium.
Lors de cette fusion, de la masse se convertit en énergie thermonucléaire. Le cœur du Soleil est enfoui sous une couche très dense appelée zone radiative. Elle est continuellement traversée par des photons (les particules composant la lumière) transportant l'énergie du noyau. Ce voyage peut leur prendre des centaines de milliers d'années voire plus ! La zone radiative est elle-même recouverte d'une autre zone moins dense et moins chaude, appelée zone convective. C'est une zone parcourue de puissants courants de plasma remontant l'énergie jusqu'à la surface. L'énergie générée va finalement pouvoir sortir du Soleil et se propager dans l'espace sous forme de rayonnement. La surface du Soleil est appelée photosphère, d'une température de plus de 5000°C
Nous pouvons distinguer sur la surface du Soleil des zones plus froides, caractérisées par leur couleur noire, appelées taches solaires, apparaissant pendant quelques semaines sur un cycle de 11 ans. Au-delà de la photosphère se trouve l'atmosphère du Soleil s'étendant sur des millions de kilomètres, divisée en 2 parties, la chromosphère, c'est-à-dire la basse atmosphère, visible uniquement lors d'une éclipse totale de Soleil. Puis la couronne solaire, haute atmosphère du Soleil. Ce qui est mystérieux avec cette couronne solaire c'est que sa température est bien supérieure à la photosphère ou à la chromosphère, atteignant les deux millions de degrés Celsius. L'atmosphère du Soleil est loin d'être calme, elle est continuellement agitée par des éruptions solaires, des protubérances solaires et des éjections de masse coronale. C'est de l'atmosphère du Soleil que viennent les vents solaires, des flux de particules très énergétiques. La Terre est heureusement protégée par son champ magnétique. A certains moments de l'année, ces vents s'intensifient et viennent exciter l'atmosphère de notre planète. L'origine des aurores polaires.
Naissance :
Notre étoile est née grâce à l'effondrement gravitationnel d’une nébuleuse. La température au centre a augmenté de telle façon qu’elle a permis la fusion de l’hydrogène, soit plus de 10 millions de degrés Celsius, puis quelques millions d’années après, les planètes se sont formées.
Dans le noyau du Soleil, des noyaux d’hydrogène fusionnent pour former des noyaux d’hélium, mais on remarque que lors de cette fusion, de la masse disparaît, cette masse manquante est ce qui permet à l’étoile de briller, de l’énergie thermonucléaire. Cette énergie sert également à repousser l’effondrement gravitationnel, de façon à ce que l'étoile ne s'effondre pas sous son propre poids.
Pour plus de détails sur la naissance du Système Solaire, cliquez ici.
Réaction chimique complète au cœur des étoiles :
Cette réaction de fusion thermonucléaire hydrogène-hélium, se produisant au cœur de l'étoile (ce dernier représente 30% de sa masse), est plus complexe qu'elle ne le laisse entendre. C'est tout un processus :
Le noyau de l'atome d'hydrogène est un proton, alors que le noyau de l'atome d'hélium est : deux protons, deux neutrons. Les neutrons proviennent de la capacité des protons à se transformer en neutrons.
Deux noyaux d'hydrogène (donc deux protons) fusionnent. L'un des deux va se transformer en un neutron pour former un noyau de deutérium. Cela s'appelle la désintégration bêta. Cette transformation s'accompagne de la création d'un positron et d'un neutrino. Les neutrinos sont des particules qui n'interagissent quasiment jamais avec la matière, et ces transformations dans le cœur de l'étoile se produisent si souvent que des milliers de milliards de neutrinos nous traversent chaque seconde. Les positrons créés vont se désintégrer quant à eux avec les électrons, produisant de l'énergie et du rayonnement. En ce qui concerne ce noyau de deutérium, il va fusionner avec un autre proton pour former un noyau d'hélium 3 (deux protons, un neutron). Enfin, quand deux de ces noyaux se rencontrent, il se crée de l'hélium tout en éjectant deux protons au passage. Tout ce processus est nommé : la chaîne proton-proton.
Mort du Soleil :
Lorsque le Soleil aura épuisé son stock d’hydrogène, dans 5 milliards d'années environ, son noyau sera de moins en moins capable de repousser cet effondrement gravitationnel sur lui-même, mais l’étoile a une astuce, elle va utiliser l’hydrogène restant sur ses couches extérieurs et les chauffer, ce qui aura pour conséquence de dilater l’étoile. Son diamètre deviendra de plus d’une centaine de millions de kilomètres au lieu d’un million de kilomètres aujourd’hui, tellement grande qu’elle engloutira la Terre. Mais son cœur devient dangereusement instable, car sans hydrogène restant pour l’alimenter, elle commence à fusionner l’hélium en carbone, cette phase est appelée "le flash de l’hélium". De violentes vagues d’énergie vont faire s’envoler les couches extérieures de l’étoile, ne restant plus que son noyau. L’étoile est devenue une naine blanche.
Au début de sa vie notre étoile était une naine jaune, ensuite, elle se transformera en une géante rouge, puis en naine blanche. Elle pourrait devenir une naine noire, mais son existence est purement théorique car l’Univers n’est pas assez âgé pour qu’une naine noire puisse y exister.
Les autres types d'étoiles :
Évidemment, il existe d’autres types d’étoiles, la moins massive de toutes est la naine brune. Chaque étoile doit avoir une masse d’au moins 0,08 masse solaire (1 masse solaire correspond à une fois la masse du Soleil) pour qu’une étoile naissante (proto-étoile) puisse amorcer des fusions thermonucléaires, c’est une étoile dite "manquée".
Puis on a la naine rouge, d’une masse solaire de 0,08 à 1,2 au maximum, c’est l’étoile qui a la plus longue espérance de vie.
Ensuite il y a les naines jaunes, donc des étoiles comme le Soleil.
Pour aller plus loin, les naines blanches avec une espérance de vie légèrement moins élevée que celle des naines rouges, mais sans compter les naines noires qui n’ont une existence que théorique. Puis, nous avons déjà vu les géantes rouges qui sont une étape de la mort d’une étoile (notamment des naines jaunes). Mais attention, les géantes bleues sont différentes, ce sont des étoiles à part entière, pas une étape de la mort d’une étoile contrairement aux géantes rouges, ce sont des étoiles très massives, très grandes, très chaudes (environ 20 000 Kelvin, qui est l’unité internationale de mesure de température) et bleues, du fait de leur grande température. Leur durée de vie est très courte à cause de la masse de l'étoile, de l’ordre de 10 à 100 millions d’années, elles meurent en supernova (immense explosion). Ensuite, on a les supergéantes rouges, les plus massives des étoiles qui existent, environ 20 masse solaires minimum.
Nous n’avons pas abordé les étoiles à neutrons, qui sont aussi une étape de la mort d’une étoile d’une masse solaire comprise entre 1,4 et 3,2, appelée "la limite de Chandrasekhar". Enfin, il y a évidemment les trous noirs, les trous noirs stellaires, résultats de la mort d’une étoile très massive.
