Les étoiles en phase terminale d’évolution

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La phase terminale est un terme fourre-tout qui sert à désigner les étoiles dont les meilleures années sont définitivement révolues. Ce terme regroupe :

  • Les naines blanches ;
  • les étoiles centrales de nébuleuses planétaires ;
  • les étoiles à neutrons ;
  • les supernovae ;
  • les trous noirs.

II s’agit d’étoiles qui sont toutes sur leur trajectoire d’atterris sage final, qui sont en train de mourir ou condamnées à l’oubli.

Les naines blanches

Les naines blanches peuvent en réalité être bleues, blanches, jaunes ou même rouges, en fonction de leurs températures. Ce sont les vestiges d’étoiles comparables au Soleil et semblables à ces  vieux généraux qui, selon Douglas McArthur, ne meurent jamais : ils ne font que s’éteindre.

Une naine blanche ressemble à un morceau de charbon rou­geoyant dans ce qui reste du feu que vous venez juste d’éteindre. Il ne brûle plus, mais il est encore très chaud. Il va mettre une éternité à s’éteindre en se refroidissant. Les naines blanches sont des étoiles compactes, c’est-à-dire petites cl 1res denses. Une naine blanche typique peut avoir une masse égale 0 elle du Soleil, mais pourtant n’avoir une taille qu’à peine plus  grande que celle la Terre. Les naines blanches sont, elles aussi, des moucherons. Ce sont les étoiles les plus communes après les naines rouges, mais la naine blanche la plus proche de la Terre est trop pâle pour pouvoir être détectée sans télescope.

La matière y est si condensée sur si peu d’espace qu’une cuille rée à café de cette matière de naine blanche pèserait presque une tonne sur la Terre. Selon un manuel d’astronomie, « deux dés à coudre de matière de naine blanche pèseraient cinq tonnes, c’est-à-dire presque autant que trois voitures ».

 Les étoiles centrales des nébuleuses planétaires

Les étoiles centrales des nébuleuses planétaires sont de petites étoiles situées au centre de petites nébuleuses très belles, comme la célèbre nébuleuse en forme d’anneau qui se trouve dans la constellation de la Lyre, et dont vous trouverez une illustration dans la section photos couleur de ce livre.

Les étoiles centrales des nébuleuses planétaires ressemblent beaucoup aux naines blanches et, en fait, elles se transfor­ment en naines blanches si elles n’en sont pas déjà. Donc elles sont aussi sont des vestiges d’étoiles semblables au Soleil. Une nébuleuse, qui est composée de gaz éjectés par une étoile durant des dizaines de milliers d’années, est d’abord en expansion tandis que sa luminosité diminue, puis elle finit put disparaître pour laisser derrière elle une étoile qui n’est plus le centre de rien du tout, une étoile qui n’est simplement qu’une naine blanche.

Les étoiles à neutrons

Les étoiles à neutrons sont tellement petites qu’elles doivent « lever la tête » pour regarder les naines blanches, mais leurs masses sont supérieures. (Rappelons que le poids est simple ment la force qu’une planète ou un autre corps exerce sur un objet de masse donnée. Votre poids sur la Lune, Mars ou Jupiter serait différent de votre poids sur la Terre, bien que votre masse reste la même.)

Les étoiles à neutrons sont comme Napoléon : petites, certes, mais il ne faut pas les sous-estimer. Une étoile à neutrons typique n’est large que de 20 à 40 kilomètres, mais possède une masse comprise entre la moitié et deux fois celle du Soleil. Une cuillerée à café de matière d’étoile à   neutrons pi rait environ un milliard de tonnes sur la Terre. Les autours manuel d’astronomie cité plus haut ont calculé que « un trombone en matière d’étoile à neutrons pèserait davantage que tout le mont Everest ».

Un pulsar est une étoile à neutrons hautement magnétisée, qui tourne rapidement et qui produit un ou plusieurs faisceaux de rayonnements (qui peuvent consister en des ondes radio, des rayons X, des rayons gamma et/ou de la lumière visible). Seul nous parvient le rayonnement émis lorsque l’un des faisceaux balaie la Terre, et nos télescopes reçoivent alors de brèves bouffées de ce rayonnement, qu’on appelle des impulsions. De  là vient le nom pulsar. Votre pouls vous donne la vitesse de battement de votre cœur. Les émissions périodiques d’un pulsar permettent de déterminer sa vitesse de rotation sur lui- même. Il peut s’agir de plusieurs centaines de fois par seconde, ou de juste une fois toutes les quelques secondes.

Les Supernovae

Les supernovae sont des explosions cataclysmiques qui détrui sent des étoiles entières Le premier type de supernovae qu’il faut connaître, c’est le type II. (Eh ! Ce n’est pas moi qui ai inventé ce système de numérotation !) Une SNII est l’explosion cataclysmique d’une étoile bien plus massive, bien plus grande et bien plus brillante que le Soleil. Avant d’exploser, c’était une étoile supergéante, peut-être suffisamment chaude pour être appelée une supergéante bleue. Quelle que soit sa couleur, lors- qu’une supergéante explose, il est possible qu’elle laisse derrière elle un petit souvenir, comme une étoile à neutrons. Il est  également possible qu’une bonne partie de l’étoile implose:

elle s’effondre alors sur elle-même de façon si efficace qu’elle laisse derrière elle un objet encore plus bizarre, un trou noir. Le second type de supernova particulièrement important est appelé Type la. Les SNIa sont encore plus brillantes que les SNI1, et elles explosent de manière fiable. Lorsque les ,؛sim nomes observent une SNIa, ils peuvent déterminer sa distant’« grâce à sa luminosité. Plus elle est éloignée, plus sa lumino.silt est faible. Les SNIa sont utilisées par les astronomes pour mesurer l’Univers et son expansion. En 1998, deux groupes d’astronomes qui étudiaient les SNIa ont découvert que l’expansion de l’Univers ne se ralentit pas, mais qu’elle s’accélère. Cette découverte a amené les experts à réviser leurs théories de la cosmologie et du big bang .

Les supernovae de type la produisent toutes des explosions semblables parce que ce sont des explosions dans des sys­tèmes binaires, dans lesquelles le gaz de la première étoile (géante rouge) est attiré et absorbé par l’autre (naine blanche ce qui forme une couche extérieure chaude qui finit par atteindre une sorte de masse critique ; alors elle explose, en fracassant l’étoile. Si la masse est inférieure à cette masse cri­tique, aucune explosion n’a lieu ; avec la masse critique, une explosion standard se produit, et avec une masse supérieure la masse critique… non, attendez, ce n’est pas possible, parce que  l’étoile aura déjà explosé ! L’astrophysique n’est pas si dificile que ça, après tout.

Les trous noirs

Les trous noirs sont des objets si denses et si compacts qu’à côté d’eux, les étoiles à neutrons et les naines blanches res­semblent à des barbes à papa. Il y a tellement de matière qui est  fourrée dans un espace si petit que la force de gravitatit «l’un trou noir est suffisamment forte pour empêcher n’im­porte quoi, même un rayon de lumière, d’en sortir. Les physicien  considèrent que le contenu d’un trou noir a quitté not univers. Donc si vous tombez dans un trou noir, vous pouvi «lire adieu à votre univers !

Il est impossible de voir de la lumière émise par un trou noir  parce que la lumière ne peut pas en sortir. Les scientifique peuvent quand même détecter les trous noirs par les effets  que ceux-ci ont sur leur environnement. La matière dans l’environnement d’un trou noir devient très chaude et tourne fol lement autour, mais ne s’organise jamais. À la place, elle tombe sur le trou noir, et puis « bye-bye ». Tout ça est causé par la puissante force de gravitation du trou noir.

En fait, j’ai beaucoup simplifié : une partie dè la matière qui tourbillonne autour du trou noir s’échappe, juste à temps par fois. Elle est éjectée sous la forme de puissants jets à une vitesse égale à une fraction significative de celle de la vitesso de la lumière (qui est elle-même de 300 000 km/s dans un vide comme l’espace interstellaire).

C’est la méthode avec laquelle nous autres scientifiques détectons les trous noirs. Nous voyons du gaz qui tour­billonne autour d’eux à une température trop élevée pour qup cela corresponde à des conditions normales, nous détectons des jets de particules de haute énergie qui s’échappent et évi­tent de tomber sur le trou noir, et nous détectons même des étoiles qui filent autour de leurs orbites à des vitesses fantas­tiques comme si elles étaient tirées par l’attraction gravita­tionnelle d’une énorme masse invisible, ce qui est exactement le cas.

Jusqu’au mois d’avril 1999, date à laquelle les astronomes oui annoncé la découverte d’une troisième catégorie de trous noirs, celle des trous noirs intermédiaires, on connaissait deux types de trous noirs :

  • les trous noirs stellaires, et
  • les trous noirs supermassifs.

Un trou noir stellaire possède, comme vous l’avez deviné, la masse d’une étoile. Plus précisément, ces trous noirs ont une masse comprise entre environ 3 fois celle du Soleil et environ 100 fois cette masse, bien qu’aucun trou noir aussi massif n’ait encore été découvert. Ces trous noirs ont environ la taille d’une étoile à neutrons. Un trou noir de masse égale à 10 fois celle du Soleil possède un diamètre d’environ 60 kilo­mètres. S’il était possible de comprimer le Soleil pour qu’il prenne une taille suffisamment compacte et devienne un trou noir (heureusement, c’est probablement impossible), son dia­mètre ne serait que de 6 kilomètres. Les trous noirs stellaires sont  formés par des explosions de supernovæ et peut être aussi par  d’autres phénomènes.

Un trou noir supermassif possède une masse comprise entre  quelques centaines de milliers et plusieurs milliards fois la masse du Soleil. En général, on les trouve au centre de galaxies. Notre propre Voie lactée possède un trou noir central , qu’on appelle Sagittarius A* (non, il ne s’agit pas d’un aslérisque renvoyant à une note de bas de page, ce nom est  vraiment prononcé « Sagittarius A étoile »). Sa masse est égale, environ un million de fois celle du Soleil, et nous autres habitants du système solaire orbitons  autour du trou noir en 226 millions d’années. C’est la dernière valeur en date que MOUS donne le VLBA (Very Long BaselineArray), un radiotélescope composé d’un réseau d’antennes disposées à travers tout  le territoire américain, depuis les îles Vierges jusqu’à Hawaii. Certains astronomes pensent qu’il existe un trou noir massif au centre de chaque galaxie, ou du moins au centre de loute galaxie de taille normale. Nous n’en sommes pas si sûrs  ce qui concerne les galaxies naines.

Les trous noirs de masse intermédiaire doivent ce nom très judicieux aux experts qui les ont découverts mais n’étaient pas surs de ce dont il s’agissait. Certains scientifiques pensent qu’ils représentent tout simplement l’âge adolescent d’un futur trou noir supermassif : ils sont encore bien plus légers qu’ils le seront un jour, mais ils avalent tout ce qui bouge et sont destinés à atteindre une masse gigantesque. D’autres avancent l’hypothèse qu’ils pourraient s’agir de quelque c hose de complètement différent, mais si tel est le cas, alors de quoi ? Les scientifiques veulent le savoir, mais aujourd’hui, on a besoin de davantage de recherche. Ces trous noirs intermédiaires ont des masses comprises entre 500 et 1 000 fois celle du Soleil.

Je sais, les trous noirs massifs ne sont pas des étoiles. Et il est  très probable que les trous noirs de masse intermédiaire n’en soient pas non plus. Mais il faut bien que j’en parle quelque  part. Vous ne pouvez pas vous prétendre astronome si vous ne  connaissez pas les trous noirs. Et une fois que vous serez prêt vous faire passer pour un astronome, les gens vous poseront  des tas de questions sur les trous noirs. Mais combien de questions, pensez-vous, vous seront posées sur les étoiles de séquence principale et sur les objets stellaires jeunes ?

 


 

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