![\"\"](\"https:\/\/www.stelvision.com\/astro\/wp-content\/uploads\/2020\/11\/carte_gale2-FBTW.jpg\")
<\/a>Le temps des \u00e9toiles n’est pas celui des hommes\u00a0:<\/strong> il est impossible \u00e0 ces derniers de voir la naissance, l’\u00e9volution et la fin d’un seul et m\u00eame astre, qui s’\u00e9tale sur des millions, voire des milliards d’ann\u00e9es. Mais gr\u00e2ce \u00e0 la science qui a pu reconstituer cette chronologie, on sait que le ciel nous permet de voir, c\u00f4te \u00e0 c\u00f4te, des \u00e9toiles aux diff\u00e9rents stades de leur vie<\/strong>.<\/p>\n\n\n\n Voici un parcours reconstituant ces principales \u00e9tapes dans le ciel d’automne-hiver, dans la r\u00e9gion de la c\u00e9l\u00e8bre constellation d’Orion. La plupart des cibles propos\u00e9es sont visibles \u00e0 l’\u0153il nu ou avec des jumelles<\/a>, seules les n\u00e9buleuses NGC2392 et M1 sont \u00e0 rechercher avec une lunette<\/a> ou un t\u00e9lescope<\/a>.<\/p>\n\n\n\n L’histoire des \u00e9toiles commence au c\u0153ur des nombreux nuages de gaz (essentiellement d’hydrog\u00e8ne) et de poussi\u00e8res que rec\u00e8lent les galaxies. \u00c0 la faveur de perturbations, il arrive que cette mati\u00e8re se concentre localement. La gravit\u00e9 aidant, la mati\u00e8re se condense toujours plus et s’\u00e9chauffe pour former des proto\u00e9toiles puis, si celles-ci atteignent une masse suffisante, des \u00e9toiles lorsqu’une r\u00e9action de fusion nucl\u00e9aire (l’hydrog\u00e8ne qui se transforme en h\u00e9lium, en lib\u00e9rant de l’\u00e9nergie) peut s’enclencher dans leur c\u0153ur.<\/p>\n\n\n\n La n\u00e9buleuse M42 dans la constellation d’Orion<\/strong> est un bel exemple de ces nuages de gaz et de poussi\u00e8res. En plein c\u0153ur s’y niche une pouponni\u00e8re d’\u00e9toiles appel\u00e9e le Trap\u00e8ze, qui regroupe de tr\u00e8s jeunes \u00e9toiles \u00e2g\u00e9es d’environ 30 000 ans. N\u00e9es de l’effondrement sur eux-m\u00eames des gaz environnants, ces \u00e9toiles parmi les plus jeunes connues chauffent maintenant le gaz restant, le rendant lumineux.<\/p>\n\n\n La zone de la n\u00e9buleuse d’Orion se rep\u00e8re \u00e0 l’\u0153il nu sous un ciel noir : en fait on voit surtout les \u00e9toiles qui l’entourent. Mais \u00e0 l’aide de jumelles, c’est bien la n\u00e9buleuse avec sa forme d’oiseau qu’on identifie. Avec une lunette ou un t\u00e9lescope, on peut rechercher en plein c\u0153ur la zone brillante o\u00f9 les \u00e9toiles du Trap\u00e8ze se serrent. Celles-ci peuvent \u00eatre vues individuellement en grossissant plus de 80 fois.<\/p>\n\n\n\n \u00c0 consulter aussi : la fiche d’observation de M42 aux jumelles<\/a><\/em><\/p>\n\n\n\n Toutes les \u00e9toiles se forment ainsi, \u00e0 la suite de l’effondrement d’un nuage de gaz. C’est ensuite que leur destin diverge, essentiellement en raison de leur masse. De mani\u00e8re g\u00e9n\u00e9rale, plus une \u00e9toile est massive, plus son esp\u00e9rance de vie est br\u00e8ve…<\/strong> Pour \u00e9tablir une classification, les scientifiques utilisent la masse de notre \u00e9toile, le Soleil, comme unit\u00e9 de mesure : on parle de masse solaire<\/em>. \u00c0 noter que pour devenir \u00e9toile, une proto\u00e9toile<\/em> doit faire plus de 0,08 masse solaire.<\/p>\n\n\n\n Une fois que la r\u00e9action nucl\u00e9aire en leur c\u0153ur est d\u00e9clench\u00e9e, les \u00e9toiles entre 0,08 et 8\u00a0masses solaires restent longtemps dans un \u00e9tat stable\u00a0: elles ont une quantit\u00e9 int\u00e9ressante d’hydrog\u00e8ne \u00e0 fusionner et, du fait de leur masse raisonnable, ne le font pas trop rapidement. Notre Soleil<\/a><\/strong> (seule \u00e9toile que vous ne verrez pas la nuit !) en est l’exemple parfait\u00a0: d\u00e9j\u00e0 \u00e2g\u00e9 d’environ 4,5\u00a0milliards d’ann\u00e9es, on peut esp\u00e9rer qu’il brille encore \u00e0 peu pr\u00e8s autant de temps puisqu’il a br\u00fbl\u00e9 seulement la moiti\u00e9 de son hydrog\u00e8ne.<\/p>\n\n\n\n Dans la r\u00e9gion du ciel que nous explorons, Procyon<\/strong>, principale \u00e9toile de la constellation du Petit Chien et visible facilement \u00e0 l’\u0153il nu, est assez similaire au Soleil (1,5 masse solaire, de couleur blanc-jaune, temp\u00e9rature en surface 6 300 \u00b0C) mais son \u00e9volution est plus avanc\u00e9e. Procyon vient d’achever de consommer son hydrog\u00e8ne et alors qu’elle commence \u00e0 fusionner son h\u00e9lium (pour cr\u00e9er du carbone et de l’oxyg\u00e8ne), elle est en train de se dilater pour devenir progressivement une g\u00e9ante rouge. Notez que la fusion de l’h\u00e9lium n’est possible que dans les \u00e9toiles de plus de 0,5 masses solaires.<\/p>\n\n\n\n Pour voir une g\u00e9ante rouge<\/em>, derni\u00e8re \u00e9tape avant la fin de vie des \u00e9toiles peu massives, localisez ensuite Ald\u00e9baran<\/strong> (1,2 masse solaire), qui repr\u00e9sente l’\u0153il de la constellation du Taureau. Cette \u00e9toile, qui a d\u00e9j\u00e0 consomm\u00e9 une grande partie de son h\u00e9lium, est dilat\u00e9e au point d’atteindre un diam\u00e8tre de 45 fois celui du Soleil. Cette dilatation entra\u00eene le refroidissement de sa surface qui n’est plus qu’\u00e0 3 600 \u00b0C environ, ce qui explique sa belle couleur orang\u00e9e mieux reconnaissable aux jumelles. Elle restera \u00e0 ce stade durant 100 \u00e0 200 millions d’ann\u00e9es tout au plus.<\/p>\n\n\n Lorsque la combustion de l’h\u00e9lium s’ach\u00e8ve dans les \u00e9toiles de 0,5 \u00e0 8 masses solaires, les choses se pr\u00e9cipitent : le c\u0153ur grossit, l’\u00e9toile devient instable et finit par expulser ses couches externes. Il se forme alors une n\u00e9buleuse plan\u00e9taire<\/em>, coquille gazeuse en expansion ayant souvent une forme ronde, d’o\u00f9 son nom. NGC2392, la n\u00e9buleuse du Clown<\/strong> \u00e0 rechercher dans la constellation des G\u00e9meaux en est l’exemple parfait : l’\u00e9toile qui en est \u00e0 l’origine a expuls\u00e9 ses couches externes il y a environ 10 000 ans. En son centre, on retrouve une naine blanche<\/em>, vestige tr\u00e8s dense et tr\u00e8s chaud de l’\u00e9toile qui va se refroidir en quelques centaines de millions d’ann\u00e9es.<\/p>\n\n\n L’observation de NGC2392 dans une lunette ou un petit t\u00e9lescope avec un grossissement d’au moins 100 fois permet de voir facilement la partie interne (la plus brillante) de la n\u00e9buleuse, ainsi que l’\u00e9toile centrale, la naine blanche, qui figure le nez du clown.<\/p>\n\n\n\n \u00c0 consulter aussi : la fiche d’observation de NGC2392 \u00e0 la lunette ou au t\u00e9lescope<\/a><\/em><\/p>\n\n\n\n Pour les \u00e9toiles de plus de 8 masses solaires, la p\u00e9riode stable de combustion de l’hydrog\u00e8ne est bien plus br\u00e8ve : entre 50 et 100 millions d’ann\u00e9es en moyenne.<\/p>\n\n\n\n Rigel<\/strong> (17 masses solaires), visible \u00e0 l’\u0153il nu dans la constellation d’Orion, en est un bon exemple. Cette \u00e9toile g\u00e9ante est blanc-bleue, une couleur qui indique qu’elle est tr\u00e8s chaude (10 000 \u00b0C en surface). C’est l’un des astres les plus brillants connus : Rigel brille 40 000 fois plus que le Soleil ! Cette \u00e9toile dispose encore d’une bonne r\u00e9serve d’hydrog\u00e8ne mais elle le br\u00fblera tr\u00e8s vite, en quelques dizaines<\/em> de millions d’ann\u00e9es tout au plus.<\/p>\n\n\n Rigel commencera alors \u00e0 br\u00fbler son h\u00e9lium et se dilatera pour devenir une superg\u00e9ante rouge, comme B\u00e9telgeuse<\/strong>\u00a0! Cette derni\u00e8re mesure environ 1\u00a0000\u00a0fois le diam\u00e8tre du Soleil, alors qu’elle ne fait que 15\u00a0fois sa masse. Plac\u00e9e au milieu de notre Syst\u00e8me solaire<\/a>, elle engloberait les orbites de Mercure, la Terre, Mars et sa surface serait tout pr\u00e8s de l’orbite de Jupiter\u00a0! Comme pour toutes les \u00e9toiles de plus de 8\u00a0masses solaires, il se produit des \u00e9tapes de fusion suppl\u00e9mentaires car son c\u0153ur est plus dense et plus chaud\u00a0: fusion de l’h\u00e9lium en carbone et en oxyg\u00e8ne, puis d’autres \u00e9tapes encore. \u00c2g\u00e9e de quelques millions d’ann\u00e9es, B\u00e9telgeuse conna\u00eetra d’ici \u00e0 quelques milliers d’ann\u00e9es, peut-\u00eatre moins, la fin spectaculaire des \u00e9toiles massives. Nous pourrons peut-\u00eatre m\u00eame assister \u00e0 cette fin… d’o\u00f9 notre surveillance tr\u00e8s \u00e9troite des variations d’\u00e9clat de cette \u00e9toile<\/a>… B\u00e9telgeuse est de couleur orang\u00e9e-rouge (temp\u00e9rature en surface 3\u00a0500\u00a0\u00b0C) et se voit facilement \u00e0 l’\u0153il nu, en haut \u00e0 gauche de la constellation d’Orion.<\/p>\n\n\n Cette fin spectaculaire, c’est l’explosion de l’\u00e9toile en supernova<\/em> ! Elle se produit au moment o\u00f9 l’\u00e9toile termine l’\u00e9tape de fusion qui produit du fer : or, le fer ne peut pas fusionner ! L’\u00e9quilibre interne de l’\u00e9toile se rompt subitement, elle s’effondre sur elle-m\u00eame. Ses couches externes heurtent violemment le c\u0153ur et sont expuls\u00e9es \u00e0 la vitesse faramineuse de 70 millions de km\/h ! L’\u00e9nergie lib\u00e9r\u00e9e accro\u00eet subitement la luminosit\u00e9, celle-ci d\u00e9clinera ensuite en quelques mois. De cette fin cataclysmique, il reste alors les d\u00e9bris de l’\u00e9toile qui se r\u00e9pandent dans l’espace : le r\u00e9manent de supernova<\/em>, ainsi qu’une \u00e9toile \u00e0 neutrons<\/em> tournant tr\u00e8s rapidement sur elle-m\u00eame, qui est tout ce qu’il reste du c\u0153ur.<\/p>\n\n\n\n Dans la constellation du Taureau se trouve justement l’un de ces vestiges stellaires : M1, la n\u00e9buleuse du Crabe<\/strong>, dont l’histoire est passionnante. La supernova qui en est \u00e0 l’origine a explos\u00e9 en 1054 et plusieurs r\u00e9cits anciens \u00e9voquent qu’il a \u00e9t\u00e9 possible de voir l’\u00e9clat de l’\u00e9toile mourante en plein jour durant plusieurs semaines !<\/p>\n\n\n En observant M1, vous regardez donc les vestiges d’un cataclysme cosmique qui a \u00e9t\u00e9 observ\u00e9 et r\u00e9pertori\u00e9 par les hommes il y a presque un mill\u00e9naire, ce qui n’est pas tr\u00e8s courant ! Pour localiser cette n\u00e9buleuse, aidez-vous de la carte ci-dessous.<\/p>\n\n\n C’est l’objet le plus difficile \u00e0 observer de notre randonn\u00e9e car si une lunette de 60 mm de diam\u00e8tre est suffisant pour la voir, il faut un ciel bien noir. Les filaments caract\u00e9ristiques de l’explosion et qui apparaissent bien sur les images sont difficiles \u00e0 percevoir visuellement (il faut un gros t\u00e9lescope pour y parvenir) mais une petite lunette ou un modeste t\u00e9lescope montrent tout de m\u00eame la n\u00e9buleuse ovale.<\/p>\n\n\n\n Enfin, dans le cas o\u00f9 l’\u00e9toile \u00e0 neutrons r\u00e9sultant de la supernova fait plus de 3,2 masses solaires, une derni\u00e8re \u00e9tape est franchie : trop dense, elle s’effondre sur elle-m\u00eame et engendre un trou noir<\/a>. Aucune mati\u00e8re, aucun rayonnement, aucune lumi\u00e8re ne peut \u00e9chapper \u00e0 l’attraction de cet objet, ce qui le rend totalement invisible \u00e0 nos yeux. Cet objet l\u00e0, vous n’aurez d’autre choix que de l’imaginer !<\/p>\n\n\n\n Pour en savoir plus sur le destin des \u00e9toiles, lisez aussi notre dossier Les \u00e9toiles : comment elles naissent, vivent et meurent<\/a>.<\/em><\/p>\n\n\n\t\t\t\t\t\tUne conception au creux des nuages interstellaires<\/h2>\n\n\n\n
La vie tranquille des \u00e9toiles peu massives<\/h2>\n\n\n
La fin spectaculaire des \u00e9toiles massives<\/h2>\n\n\n\n