Soleil et amas d’étoiles

Interaction avec les planètes l’entourant. Interaction avec les étoiles de son amas. Interaction avec la vie. Destruction de tout ce qu’elle a créé. Une étoile entretient des relations contradictoires avec son environnement. L’homogénéité d’un ciel étoilé ne laisse rien entrevoir de cette vie dramatique. Les plus massives finissent en trou noir et disparaissent en quelques millions d’années de leur amas natal…sans laisser indifférent le reste de la famille. Notre Soleil, petit-fils d’une étoile massive, vit désormais seul. Il est ni trop petit, ni trop massif…

Mais qu’est-ce qu’une étoile ?

La fusion nucléaire est une réaction physique qui se déroule au cœur des étoiles : des noyaux atomiques fusionnent, dégageant l’énergie à l’origine de la lumière et de la chaleur qu’émettent les étoiles. La quantité d’énergie libérée est très importante. Pour le Soleil, la réaction principale transforme 4 atomes d’Hydrogène en 1 atome d’Helium. Il s’ensuit une production d’énergie du fait du défaut de masse : les 4 atomes d’hydrogène pèsent plus lourd que l’atome d’hélium, plus stable. La masse en trop est transformée en énergie (E=mc^2) qui est libérée. En fonction de la masse de l’étoile, la fusion continue jusqu’à former un coeur de Fer ! Tous les éléments familiers sont fabriqués dans les étoiles : carbone, oxygène, azote… De quoi faire des planètes, une atmosphère, des océans, des molécules organiques et des acides aminés… mais pas avec une seule étoile. Il faut les ingrédients fournis par les étoiles massives et du temps.

noyau
Les réactions nucléaires se produisent dans le noyau du Soleil dont la température de plus 10 millions de degrés est nécessaire pour permettre la fusion des atomes d’hydrogène. Source : Observatoire de Besançon.

Amas d’étoiles 

Les étoiles observées dans notre galaxie sont principalement associées en amas. Il est rare de voir une étoile, seule, isolée comme notre Soleil. La plupart vivent « en famille » pouvant regrouper des milliers d’étoiles. Voir l’exemple de l’amas NGC 3603 ci-dessous. Notez la zone centrale la plus brillante, c’est l’amas d’étoiles. On y voit que les étoiles les plus massives, mais on peut imaginer autour d’elles des milliers de Soleil. Les étoiles massives fabriquent de nouveaux éléments, qu’elles relâcheront ensuite pour enrichir le milieu interstellaire et l’environnement de nouvelles étoiles…jusqu’à un Soleil et son disque protoplanétaire rempli d’eau, d’oxygène, de carbone, d’azote et de silicium…

The galactic starburst region NGC 3603 *
NGC 3603 est une région à sursaut de formation d’étoiles; une usine cosmique où des étoiles se forment à partir des nuages de gaz et de poussières de la nébuleuse. Elle se trouve à 22000 années lumière du Soleil, et appartient à notre galaxie, permettant aux astronomes d’étudier le processus de formation d’étoiles, commun à toutes les galaxies mais difficile à observer en détail dans d’autres galaxies à cause de la plus grande distance. La masse de l’amas central est de 10 000 masses solaires, soit potentiellement 10 000 étoiles comme notre Soleil. En réalité la distribution des étoiles est plus étalée allant des étoiles de faible masse comme les naines rouges aux étoiles massives. Source : Hubble space telescope.

Diagramme Hertzsprung – Russell (H-R)

Les étoiles au sein de cet amas ont été « comptées » en fonction de leur masse. Leur masse est déduite de leur luminosité en utilisant des modèles qui sont résumées par le Diagramme Hertzsprung – Russell (H-R) ci-dessous. Il présente la distribution des étoiles en fonction de leur Luminosité et « Couleur » (O, B, A, F, G, K, M) : où O représente les étoiles les plus massives, les plus lumineuses, les plus chaudes et donc les plus bleues, et, où M représente les étoiles les plus petites, les moins lumineuses, les moins chaudes et donc les plus rouges (naines rouges).

Une étoile O est très chaude (30.000 K), et ne comportera que des raies d’éléments fortement ionisées. La partie visible du spectre continu ne montrera que très peu de rouge. Au contraire, une étoile M est relativement froide (3000 K), et aura un spectre comportant des raies d’éléments non ionisées. La partie visible du spectre continu ne montrera que très peu de bleu.

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Luminosité des étoiles en fonction de leur « couleur » déduite d’observations spectroscopiques. Les étoiles peuplent principalement une zone en diagonale dénommée « Séquence Principale (Main Sequence) ». Les étoiles passent l’essentiel de leur vie sur cette séquence à une position relativement fixe. La luminosité (L) des étoiles sur cette séquence est proportionnelle à leur Masse à la puissance 3,5 : L = M^3,5.

IMF ou fonction de masse initiale

Pour déterminer le nombre d’étoiles dans NGC 3603, on s’inspire des modèles ci-dessus. En observant la luminosité de l’amas dans l’infrarouge, il est possible de déterminer statistiquement la distribution des étoiles au sein de NGC 3603 en fonction de leur masse. Les étoiles de très faible masse (inférieure à 0,1 masse solaire ou 0,1 Msun sur le diagramme) semblent minoritaires ainsi que les étoiles massives (supérieures à 8 masses solaires ou 8 Msun sur le diagramme). La majorité des étoiles (plus de 1000 en ordonnée) est constituée par des étoiles de type M, K, G ou F, c’est-à-dire des naines rouges et des Soleils.

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IMF ou fonction de masse initiale de NGC 3603. Diagramme donnant le nombre d’étoiles (en ordonnée) en fonction de leur masse exprimée en masse solaire (en abscisse). Source : Harayama et al. 2007, ApJ.

Cette distribution est dénommée : Fonction de masse initiale ou en anglais Initial Mass Function (IMF). Pour un amas d’étoiles jeunes comme NGC 3603, elle donne la distribution « initiale » des étoiles en fonction de leur masse. Cette IMF est étonnamment la même dans différentes régions de notre galaxies, suggérant une Universalité de l’IMF. Attention, c’est la forme de la courbe que l’on retrouve dans différentes régions, et non nécessairement la même constitution en terme d’étoiles. On peut avoir des amas avec une centaines de naines rouges et de Soleil, et sans étoile massive. Mais les proportions entre la quantité d’étoiles présentes seront toujours les mêmes. Au contraire, pour des amas très massifs, on aura des étoiles massives.

Et le Soleil ?

Notre étoile est isolée, sans amas d’étoiles autour d’elle. Pourtant certains modèles imaginent que le Soleil est une étoile de troisième génération au sein d’un amas, dont l’environnement protostellaire fut enrichi par les éléments produits par deux générations d’étoiles massives … Ces amas multi-générations sont régulièrement observés dans les régions de formation stellaire de notre galaxie. Les étoiles massives induisent la formation de nouvelles étoiles, puis elles disparaissent après quelques millions d’années. Il ne reste alors plus qu’un amas d’étoiles de faible masse qui se disperse ensuite au fur et à mesure des rotations galactiques. Faut-il toujours trois générations d’étoile pour arriver à une planète habitable et viable ?

 

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4 commentaires Ajouter un commentaire

  1. Yahiko Uzumaki dit :

    Très intéressant. Je ne connaissais pas l’IMF. Mais c’est vrai que c’est logique après tout. Et le diagramme de Hertzsprung – Russell est susceptible de m’inspirer pour l’atelier d’écriture 🙂
    Merci !

    Aimé par 1 personne

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