Une étoile comment ça marche ?

Une étoile, c’est un soleil. Enfin, sauf quand il s’agit de planètes ou de galaxies, mais elles ne constituent qu’une minorité des astres luisant dans notre ciel nocturne. Ce mois-ci, la chaîne YouTube Science étonnante nous propose une plongée de 15 minutes au cœur des étoiles, pour comprendre d’où viennent et comment fonctionnent ces gigantesques fournaises thermonucléaires sans lesquelles la vie n’existerait pas.

On pense souvent qu’un soleil est une bulle de gaz qui brûle… hé bien, pas tout à fait. Une étoile, ce n’est pas vraiment du gaz, mais surtout, ça ne brûle pas du tout !

Précisons d’abord une chose simple : les étoiles ne sont pas nées lors du Big Bang et la naissance de l’univers, mais elles se sont formées progressivement. Cependant, une étoile se nourrit d’éléments qui eux, sont apparus rapidement après le Big Bang : à l’époque, tous les éléments chimiques (dont les métaux par exemple) n’existaient pas, et l’univers, un peu paresseux, n’a alors produit que deux éléments : de l’hydrogène (beaucoup) et de l’hélium (un peu).

Recette de base : un proton, un électron, et c’est tout !

En plus de ça, ces éléments sont « simples » : l’atome d’hydrogène en particulier, c’est juste un proton et un électron. Or, ces atomes, accumulés depuis l’origine de tout, se sont trouvés au cours du temps amassés en de gigantesques nuages de gaz, qu’on appelle des pouponnières d’étoiles.

Or, en raison des forces de gravité, les atomes contenus dans ces nuages s’attirent les uns les autres, et les nuages finissent par se contracter (échelle de temps : quelques millions d’années…) à un tel point que les atomes d’hydrogène s’alourdissent : ils se combinent par deux pour former des molécules de dihydrogène.

Or, au fur et à mesure de l’effondrement de ces nuages sur eux-mêmes, la pression et la température augmentent. Passé 3 000°, les molécules de dihydrogène se cassent en deux, puis, entre 6 000 et 10 000°, les électrons et les protons qui constituent les atomes d’hydrogène commencent à se séparer : on est alors en présence de plasma, qui est le 4e état de la matière (avec le solide, le liquide et le gazeux).

10 millions de degrés, et c’est parti !

À ce stade, on a affaire à une proto-étoile. Mais au bout d’un moment, la température au centre du nuage de plasma devient terriblement élevée, et lorsqu’elle dépasse 10 millions de degrés, l’étoile peut enfin s’allumer. Mais, comme nous le précisions en introduction, l’étoile ne brûle pas : ce n’est pas à une combustion que l’on assiste alors, mais à une fusion, c’est-à-dire une réaction thermonucléaire : les atomes d’hydrogène fusionnent et produisent des atomes d’hélium.

C’est la même réaction qui se produit avec les bombes H, et que l’on aimerait bien reproduire dans les centrales à fusion pour produire de l’énergie nucléaire, comme dans le projet français ITER. L’avantage de la fusion thermonucléaire, c’est qu’elle est propre car elle ne produit pas de radiations ni de déchets radioactifs. Le problème, c’est que pour amorcer une réaction thermonucléaire, il faut atteindre une telle température (10 à 15 millions de degrés) que l’on doit amorcer le processus avec une explosion nucléaire classique (à fission).

Toutes ces réactions sont complexes, mais David les explique très bien dans sa vidéo. On y apprend aussi pourquoi une étoile, dont seul le cœur est en fusion, ne s’effondre pas sur elle-même et ne fusionne pas dans son intégralité : c’est parce que lorsque l’étoile démarre sa fusion, l’effondrement finit par s’arrêter et trouve un point d’équilibre. Car d’un côté la gravité pousse l’étoile à s’effondrer sur elle-même (comme le faisait le nuage de gaz qui lui a donné naissance), et de l’autre, comme les zones au centre sont plus chaudes, la pression vers l’extérieur y est plus importante, et va contrebalancer la force de gravité.

La fin de l’histoire : naine ou trou noir

Lorsqu’une étoile a presque épuisé son combustible (l’hydrogène, si vous avez bien suivi), elle a produit de gigantesques quantités d’hélium qui, du fait de la gravité, tombent vers le cœur de l’étoile qui n’a plus assez de force pour les maintenir en équilibre au dessus-de son cœur.

Plusieurs scénarios sont alors possibles selon la taille et la masse de l’étoile : explosion (novae ou supernovae), effondrement (trou noir), étoile à neutrons... Mais le plus important est ailleurs : pendant sa période de vie, l’étoile a produit de nombreux éléments atomiques lourds (fer, carbone, oxygène, sodium, calcium, magnésium…) qui serviront lors du prochain cycle stellaire pour « fertiliser » les nouvelles planètes qui se formeront… et qui, peut-être, accueilleront la vie.

F.C.