COMMENT UNE ÉTOILE TIENT-ELLE ?



Les atomes constituant une étoile résistent à la compression en s'agitant furieusement.

Christian Magnan
Collège de France, Paris
Université de Montpellier II



Si seule existait l'énergie de gravitation les masses qui constituent un corps céleste finiraient, en s'attirant mutuellement, par se précipiter les unes sur les autres, provoquant ainsi un effondrement fatal. Quel mécanisme physique permet à une étoile de conserver sa taille ?

Une étoile est composée de particules, atomes neutres ou ionisés (c'est-à-dire ayant perdu un ou plusieurs électrons) et électrons, qui sont animés de vitesses individuelles aléatoires les faisant se cogner les uns les autres. Cette agitation perpétuelle, dite agitation thermique, est l'origine de la « température » du gaz : plus les vitesses thermiques sont grandes plus la température est élevée1.

Les particules, où qu'elles se trouvent, ont tendance à tomber vers le centre. Qui les retiendra ? Ce sont les particules situées en-dessous qui, en les heurtant, les empêcheront d'aller plus bas. Évidemment, à leur tour, ces particules sous-jacentes doivent être retenues de tomber vers le centre : elles le seront par les particules qui se trouvent en-dessous d'elles.

Le processus indiqué ne marche qu'à une condition : que les chocs soient de plus en plus forts et efficaces au fur et à mesure que l'on s'enfonce dans l'étoile. En effet, on conçoit que les particules d'une certaine couche doivent retenir non seulement les particules de la couche adjacente mais aussi, de proche en proche, les particules de toutes les couches supérieures. En quelque sorte, les poids des couches successives s'additionnent de sorte que plus on s'enfonce dans l'étoile plus le poids à supporter est grand.

Deux facteurs se combinent pour rendre les chocs plus efficaces en profondeur : d'une part les vitesses d'agitation thermique augmentent, car la température se fait de plus en plus forte, et d'autre part la fréquence des chocs s'accroît, car le nombre de particules par unité de volume augmente.

Techniquement parlant, l'efficacité des chocs se mesure par la pression gazeuse, de sorte que nous pouvons énoncer :
une étoile tient parce que la pression croît avec la profondeur.

La température au centre du Soleil est de quinze millions de Kelvins; elle n'est que de cinq à six mille Kelvins en surface. Le nombre de particules croît entre la surface et le centre par un facteur de l'ordre du milliard. La pression, qui égale (au facteur constant près qu'est la constante de Boltzmann) le produit du nombre de particules par la température, croît quant à elle d'un facteur environ 1012.

La question de l'équilibre effectif de l'étoile n'est pas complètement résolue pour autant. En effet, comme cette étoile rayonne son énergie thermique à l'extérieur et la perd, ses atomes ne peuvent pas conserver indéfiniment l'énergie d'agitation qui leur permet de lutter contre les forces de gravitation. La solution du problème a été fournie dans les années 30 avec la découverte par Einstein de la fameuse équivalence entre masse et énergie. Ce sont les réactions nucléaires se produisant à l'intérieur des étoiles qui sont capables de procurer à l'astre l'énergie lui permettant de briller pendant des millions ou des milliards d'années (selon la masse de l'étoile : les grosses étoiles, dépensières, brillent plus fort mais moins longtemps).

En définitive, on peut dire que c'est l'énergie nucléaire d'une étoile qui contrebalance son énergie de gravitation et qui assure ainsi le maintien de l'ensemble. Fondamentalement, en oubliant les étapes intermédiaires, l'équilibre d'une étoile comme notre Soleil est donc un équilibre entre les forces nucléaires qui ont tendance à faire exploser l'astre et les forces de gravitation qui ont tendance à le faire imploser.

Cependant, cet équilibre n'est pas éternel car même le combustible nucléaire, malgré son immense capacité à produire de l'énergie, s'use. Que se passe-t-il lorsqu'il est épuisé et que les réactions nucléaires ont transformé la matière en ses composés les plus stables (par exemple des noyaux de fer, dans le cas de conditions moyennes de pression) ? Existe-t-il des forces nouvelles susceptibles de se substituer à celles d'origine nucléaire pour continuer à soutenir l'étoile ?

La réponse est d'abord oui. Au fur et à mesure que les forces de gravitation compriment l'étoile sur elle-même en la faisant passer par une succession d'états de plus en plus condensés offrant de moins en moins d'espace à la matière interviennent en effet quelques mécanismes propres à contrebalancer le poids des couches de matière accumulées les unes sur les autres.

Cependant une surprise nous attend en bout de course.

À suivre


1.   Plus exactement, la température T est directement proportionnelle au carré de la vitesse des particules, donc à leur énergie cinétique. En formules, l'énergie cinétique moyenne (1/2) m v 2 des particules de masse m est égale à (3/2) k T, k étant la constante de Boltzmann.
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Version revue, corrigée et enrichie
du livre de Christian Magnan

La nature sans foi ni loi
Éditions Belfond/Sciences (1990)
Dernière mise à jour : 12 mai 2005


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