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Où sont nées les premières étoiles

 
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The Lion
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MessagePosté le: Ven 21 Sep - 19:40 (2007)    Sujet du message: Où sont nées les premières étoiles Répondre en citant

Où sont nées les premières étoiles 



Et du néant sorti un océan d'étoiles.
Il faut remonter très loin, au début de l'univers, le plasma créé par la nucléosynthèse primordiale ( hydrogène, hélium, deutérium, lithium, béryllium et de bore ) se diluant sous l'effet de l'expansion se refroidit au point de descendre en dessous de sa température d'ionisation et se transforme en gaz électriquement neutre et transparent ( les électrons rejoignent les protons et les neutrons pour former les atomes ). Nous sommes 380 000 ans après le Big Bang. Les astrophysiciens nomment cet événement la recombinaison ( la recombinaison découple matière ordinaire et ondes électromagnétiques ). Le gaz neutre libère le rayonnement de corps noir caractéristique de cette température critique - environ 3000 degrés Kelvins* -, l'univers étant resté transparent par la suite, ce rayonnement fût décalé par l'expansion vers les grandes longueurs d'ondes sans modifier la forme du spectre de corps noir. Au final, l'expansion n'a fait qu'abaisser la température apparente du fond du ciel, prédit par l'astrophysicien George Gamow dans les années 50. Il fût découvert en 1965 par deux ingénieurs des laboratoires Bell, Arno Penzias et Robert Wilson ( voir la conférence : qu‘y a t- il ( ou qui est-il ) derrière le mur de Planck ) sous la forme d'un rayonnement micro-onde correspondant à une température de 2,73 degrés K. Tous deux reçurent le prix Nobel 1978 pour ce bel exploit. Depuis cette mesure a été affiné par les satellites Cobe ( 1992 ) et Wmap ( 2003 ) et il est apparu sur les images des fluctuations de densité donc de température de l'ordre du un cent-millième.



Fond de rayonnement cosmique



A partir de ce moment, l'univers va poursuivre son expansion et rentrer dans une période appelée "âge sombre". Le gaz neutre va se condenser et se hiérarchiser à cause des fluctuations de densité. La matière noire qui elle aussi a subit son découplage va alors accélérer la formation de ces condensations de gaz. Les nuages de matière au gré des rencontres vont se recombiner en structure plus grandes : les protogalaxies. 200 millions d'années se sont écoulées depuis la recombinaison, la température a maintenant chuté à 12 K, le gaz atomique c'est restructuré au sein des protogalaxies en nuages moléculaire. Une nouvelle ère se précise, celle de la réionisation, la nature va tirer son plus beau feu d'artifice à côté duquel les étoiles des galaxies actuelles feraient pâle figure. Ces étoiles dites de population III ( par comparaison, notre soleil est une étoile de population I ) sont les arlésiennes de la cosmologie.



Proto-galaxie



Quel a été le déclencheur de la renaissance cosmique ? En effet, fabriquer une étoile est quelque chose de difficile, il y a une différence de rapport de densité de plus de 10 puissance 30 entre le milieu interstellaire et une étoile. Formées à partir de presque rien, ces premières étoiles étaient très massives ( entre 100 et 120 Masses solaires*, des étoiles plus massives seraient à contre sens de la physique. Le moment cinétique de tel astre engendrait une force centrifuge si importante quelle désagrégerait l'étoile) et partant de la ont eu une durée de vie très courte. La durée de vie d'une étoile est directement liée à sa masse, ainsi, le Soleil a une durée de vie estimée a environ 10 milliards d'année mais une étoile qui aurait une masse de seulement 50% de celle du Soleil aurait une durée de vie de 50 milliards d'années. Les premières étoiles n'auraient donc été qu'un feu de paille géant, s'allumant toute ensemble et s'éteignant peu de temps après. De cette renaissance, ces étoiles ont laissé en explosant, sous forme de supernova, des éléments chimique de plus en plus lourd fabriqués dans leurs creusés stellaires assurant la marche vers la complexité. C'est la nucléosynthèse stellaire.


Formation des étoiles massives


La vie d'une étoile résulte d'une lutte entre deux forces antagonistes: la gravitation, qui tend a la comprimer et la pression interne, qui dépend de la température de l'étoile et de la densité stellaire. Ainsi sous l'emprise de sa propre gravité, le coeur de l'astre se comprime et s'échauffe jusqu'a atteindre des températures de plusieurs millions de degrés. A ces hautes températures, les réactions de fusion entre éléments légers se déclenchent. Elles dégagent de l'énergie ce qui permet à l'étoile de maintenir son coeur dans un état d'équilibre pendant de longues années.
La phase de fusion ( ou combustion ) de l'hydrogène est la plus longue de la vie d'une étoile. En examinant les caractéristiques des étoiles massives, on est frappé par la médiocrité de notre Soleil par rapport à ces géantes. Par exemple, une étoile d'une centaine de masses solaires a une température de surface de plus de 50 000 K ( 6 000 pour le soleil ) et une luminosité un million de fois supérieure à celle de notre étoile. Chaque seconde, elle éjecte dans l'espace des centaines de milliers de milliards de tonnes de matière, contre " seulement " 13 million de tonnes pour le Soleil.
Si la compréhension de la formation des étoiles de faible masse est maintenant bien comprise (cela mérite un prochain dossier ), la formation des étoiles massives ( supérieure à 50 Mo ) demeure plus mystérieuse. Alors que penser des astres de la première génération? si aujourd hui les étoiles massives bénéficient de l'apport en éléments lourds des générations stellaires précédentes. Avec les soleils de population III : il faut le faire avec les éléments fabriqués lors de la nucléosynthèse primordiale.
Pour une étoile d'une centaine de masses solaires, la densité de gaz qui s'effondre est si importante que le coeur du soleil atteint les conditions physique de la fusion de l'hydrogène alors que l'effondrement n'est pas achevé. L'objet central devient rapidement une étoile très lumineuse dont la pression de rayonnement ultraviolet gène l'accrétion du gaz de la nébuleuse. Une partie est évaporée alors que le reste du nuage continue sa chute sur le coeur stellaire jusqu'à la formation d'une étoile massive.


La fin des étoiles massives


Les premières étoiles ont eu une vie très courte ( 10 peut être 15 millions d'années ). Elles brûlèrent leur carburant sans retenue, la phase ultime de leurs évolutions fut de mourir en explosant sous forme de supernova. Mais quel type de supernova? Procédons par élimination.

Dans l'univers actuel, nous observons plusieurs types d'étoiles. Il faut rechercher parmi ces candidates, l'étoile qui représente les conditions sine qua non pour former un certain type de supernova. Les astrophysiciens ont déduis de leurs observations quatre types de supernova, dont la dénomination est: Ia, II, Ib et Ic. Nous savons aujourd hui, que les astres dont les masses oscillent entre 0,08 et 10 Mo ne peuvent pas produire de supernova. Elles finissent leurs vies en éjectant leurs atmosphères dans le vide sidéral, leurs coeurs dégénérés s'effondrant sous forme de naine blanche. Ces soleils nous l'avons vu plus haut ont une durée de vie de plusieurs milliards d'années.

Les supernovae de type Ia sont associées à la vieille population stellaire, elles invoque l'embrasement nucléaire catastrophique d'une naine blanche. Une naine blanche isolée est un objet très stable, mais beaucoup d'étoiles appartiennent à des systèmes binaires avec possibilité de transfert de masse d'un astre à l'autre. Si la masse d'une naine blanche augmente par accrétion dans un système binaire, le carbone et l'oxygène qui la constitue vont s'allumer, lorsque sa masse approchera de la limite dite de Chandrasekhar ( Subrahmanyan Chandrasekhar: astrophysicien et mathématicien indien ). Sa masse est alors toujours voisine de 1,4 Mo ce qui expliquerait l'uniformité de sa courbe de lumière. L'explosion finale détruit entièrement l'étoile. Ce type de supernova ne correspond donc pas avec notre recherche et nous pouvons donc les éliminées.



Supernova de type Ia



Les supernovae de type II sont produites par des étoiles massives entre 10 et 50 Mo. Les astres qui produisent ces explosions ont une durée de vie très courte ( 100 à 200 millions d'années ). Au-delà de 10 Mo, l'étoile brûle dans une succession de réaction de fusion tous les éléments chimiques quelle a créé. Sa structure finale reflète son histoire antérieure: un coeur de fer inerte enveloppé de couches concentriques dont la composition correspond aux étapes successives de fusion traversée par l'astre. A partir du centre se succède le silicium, le souffre, l'oxygène, le néon, le carbone et l'hélium. Dans l'enveloppe, on trouve toujours la composition initiale de l'étoile, essentiellement de l'hydrogène et de l'hélium. Cette structure en " pelure d'oignon " est due au fait que les vitesses de réactions thermonucléaires sont très sensibles à la température, de sorte qu'a chaque étape de combustion, la partie de l'étoile qui brûle se trouve de plus en plus près du centre, là ou la température est la plus élevée. Privé de ressources énergétiques, le coeur de fer s'effondre sous son poids en une fraction de seconde. La supernova disperse dans l'espace toutes les couches supérieures de l'étoile, laissant derrière l'ex-coeur de fer , qui se transforme en un objet très compact, étoile à neutrons ( inférieur à 30 Mo ) ou trou noir (supérieur à 30 Mo ). Par ailleurs, près du coeur de fer, la température est momentanément portée à plusieurs milliards de degrés Kelvins par l'onde de choc de l'explosion et des nouveaux noyaux sont créés en quelque secondes. La courbe de lumière de ce type de supernova montre dans son spectre la présence de raies de l'hydrogène. Cette explosion correspond dans son ensemble à la supernova que nous recherchons, mais plusieurs problèmes ne sont pas résolus: premièrement, les étoiles qui créent ce type de supernova ont une masse insuffisante par rapport à nos étoiles de population III. Deuxièmement la durée de vie de ces astres est beaucoup trop longue, enfin nous avons vu qu' au delà d'une certaine masse elles se transforment en trou noir. Or si nos étoiles de première génération s'étaient transformées en trou noir, la nucléosynthèse fabriqué par nos étoiles aurait fini englouti dans le puit gravitationnel de ces ogres stellaires et il n'y aurait jamais eu d'autres générations d'étoiles.




Supernova de type II






Supernova de type II




M1 Nébuleuse du Crabe



Existe t'il des soleils de très grande masse ( environs 100 Mo ) capables de finir leurs vies sous la forme d'une étoile à neutron? La réponse est affirmative.

Les astronomes dans leurs travails d'observation ont classifiés les étoiles par rapport à leurs spectres stellaires. Ainsi en fonction de la température de surface de l'astre, une lettre lui est attribuée ( I, S, R et N, M, K, G, F, A, B et O, de la plus froide à la plus chaude ).Pour exemple, une étoile de type I dont la température est de 1500 K rayonnera dans l'infrarouge et nous sera invisible, une étoile de type S sera de couleur rouge, sa température sera de 3 000 K. Notre Soleil est de type G et rayonne sa lumière dans le jaune pour une température de 6 000 K. Les étoiles de spectre O ont une température de surface de 30 à 50 000 K.

Ces étoiles de type O se transforment au cours de leur vie en un autre objet stellaire dit étoile Wolf-Rayet, du nom de leurs découvreurs Charles Wolf et Georges Rayet. Ces étoiles présente un taux de perte de masse très élevé dû à un fort vent stellaire et sont très lumineuses ( 300 000 fois la luminosité du Soleil ). Les étoiles Wolf-Rayet éjectent par seconde dix milliard de fois plus de matière que notre soleil. Des vents ( vent de particules ) d'une violence indescriptible emportent la matière à plus de 3 000 km/s et transforment l'étoile en véritable soufflerie. Une énergie mécanique colossale qui équivaut au quart de l'énergie lumineuse de l'étoile. Aucun autre type d'astre massif ne fait aussi bien. L'origine même de ces pertes de masse n'est pas encore bien comprise. Les astronomes pensent que le magnétisme engendré par la forte rotation de l'étoile provoquerait des instabilités vibrationnelles au sein des couches internes et augmenterait la pression de rayonnement qui en émerge.
Toujours est il que, chaque année une étoile de Wolf-Rayet perd l'équivalent de 10 puissance 5 Mo. Au total, c'est donc la valeur de plusieurs masses solaires, soit une grande partie de sa propre masse initiale, que l'astre disperse ainsi. Le résultat est impressionnant. Une Wolf- Rayet convertit sont hydrogène en hélium en 10 millions d'années, ce qui est extraordinairement court. La violente phase d'expulsion qui s'amorce alors ( fabrication du carbone, puis de l'oxygène ) sera encore beaucoup plus brève. Elle ne dure que 500 000 ans à peine. La Wolf-Rayet met alors son coeur littéralement à nu et exhume les éléments qu'elle a synthétisés ( même processus que pour les supernovae de type II ). Des quelque 50 à 100 Mo que ces étoiles affichaient à leur naissance, il n'en subsiste, au terme de ces 500 000 ans, que 4/5 ème. Arrivez en fin de vie ces étoiles de Wolf-Rayet explosent en supernovae de type Ib ou Ic, leurs courbes de lumière présente un spectre atypique avec des raies de l'hélium, du carbone et du fer pour les Ib et des raies du calcium, de l'oxygène et du fer pour les Ic. Leurs coeurs s'effondrent en " étoile à neutron". Malgré les incertitudes, je pense que nous avons trouvé le type de supernova qui a fait de nos soleils dit de population III, les grand mère de l'univers.




Supernova de type Ib, Ic et courbe de lumières des supernovae







Etoiles Wolf-Rayet




L'idée d'une origine stellaire des éléments chimique, proposée par sir Fred Hoyle ( astrophysicien ) il y a un demi-siècle est l'un des triomphes de l'astrophysique. Les noyaux de l'oxygène de l'air que nous respirons, du fer dans l'hémoglobine de notre sang ou du calcium de nos os, ont été engendrés sein des étoiles. Sans nos grand mère stellaire rien de tous cela n'aurait pu exister. L'humble personnage que je suis ne serais jamais né et l'univers serait resté froid à tout jamais...


*Mo : masse solaire
*K : Degrès Kelvin
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MessagePosté le: Ven 21 Sep - 19:40 (2007)    Sujet du message: Publicité

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