Les astronomes utilisant l'observatoire infrarouge Herschel de l'Agence spatiale européenne ont une fois trouvé quelque chose qui ne devrait pas exister : un vrai trou percé à travers un nuage de gaz et de poussière. Cela ressemble à une erreur d'arrondi, mais c'est devenu l'une des fenêtres les plus claires que nous ayons sur la façon dont la naissance d'une étoile se termine finalement.
Une étoile est, dans sa forme la plus simple, une boule de gaz illuminée de l'intérieur par la fusion. Mais les détails derrière cette phrase simple sont plus étranges et plus précis que la plupart des gens ne s'y attendent — des lettres que les astronomes utilisent pour les trier, à la formule exacte du gaz dont elles sont construites, aux restes improbablement petits que certaines d'entre elles laissent derrière. Cet article passe en revue ce que le dossier montre réellement, fait par fait.
Un trou percé à travers une pépinière d'étoiles
Herschel balayait une région près de la nébuleuse de réflexion NGC 1999 quand il a repéré un morceau de ciel qui avait toujours eu l'air d'être juste un autre nuage de poussière sombre. Ce n'était pas le cas. Le morceau sombre s'est avéré être une véritable lacune, et il a donné aux astronomes un aperçu rare et direct de la dernière étape de la formation des étoiles — le moment où une jeune étoile finit de nettoyer le matériau dont elle est née.
L'explication principale est mécanique plutôt que mystérieuse. Les chercheurs pensent que des jets étroits de gaz expulsés par des étoiles jeunes dans la région ont physiquement percé un chemin à travers le gaz et la poussière environnants qui composent NGC 1999, creusant l'ouverture que Herschel a photographiée. C'est important parce que capturer ce processus en plein acte est rare — la plupart de ce que nous savons sur la formation des étoiles provient de la comparaison de photographies de différentes étoiles à différents âges, pas de l'observation d'un processus se dérouler dans un seul système.
Trier les étoiles par lettre
Presque toutes les étoiles sont classées dans le système Morgan-Keenan, qui trie les étoiles par sept lettres — O, B, A, F, G, K, M — allant des étoiles les plus chaudes de type O aux étoiles les plus froides de type M. L'ordre semble arbitraire jusqu'à ce que vous sachiez qu'il s'agit d'un pur classement de température — l'accident historique se trouve uniquement dans les lettres, pas dans la physique.
Chaque classe prend aussi une subdivision numérique, et le dossier montre à quel point cette échelle est fine : l'étoile Mu Normae porte la désignation O9.7, une classe fractionnaire coincée entre des étapes entières. Cette précision existe parce que la température est un continuum, et un alphabet de sept lettres n'aurait jamais pu la capturer sans décimales.
L'identification spectrale du Soleil
Passez le Soleil par ce même système et il sort comme G2V, une désignation qui situe sa température de surface à environ 5 800 K. Le « V » fait un vrai travail là : il marque le Soleil comme une étoile ordinaire qui brûle l'hydrogène plutôt qu'un géant ou un résidu stellaire.
Cette température se situe confortablement dans la plage complète de la séquence principale, qui va d'environ 2 000 K au plus froid à 50 000 K au plus chaud. Encore plus étrange, certaines naines blanches fraîchement formées — des étoiles qui ont déjà fini de brûler — fonctionnent plus chaudes que toute étoile de la séquence principale, au-dessus de 100 000 K. Un cadavre stellaire peut, pendant un certain temps, dépasser en température presque tout ce qui brûle encore activement l'hydrogène.
Construites principalement à partir d'hydrogène
Pesez le Soleil aujourd'hui et 74,9 % de sa masse est l'hydrogène, l'hélium constituant 23,8 % et les 1,3 % restants composés d'éléments plus lourds, une proportion que les astronomes appellent simplement sa métallicité. Ces chiffres ne sont pas fixés à la naissance : une proto-étoile nouvellement formée commence avec environ 70 % d'hydrogène et 28 % d'hélium en masse, avec seulement des traces de quoi que ce soit de plus lourd.
L'écart entre ces deux instantanés est la fusion faisant son travail lent — des milliards d'années d'hydrogène se convertissant silencieusement en hélium dans le noyau. C'est un rappel que la composition d'une étoile est vraiment un total courant, pas une étiquette fixée à la formation.
La réaction qui alimente la lumière des étoiles
L'indice qui l'a rendu possible est arrivé presque par hasard. L'invention du spectromètre de masse de Francis Aston en 1919 a permis aux scientifiques de peser les atomes avec assez de précision pour montrer que quatre atomes d'hydrogène pèsent plus qu'un seul atome d'hélium — la différence de masse que la fusion libère sous forme de lumière et de chaleur. Il a fallu deux décennies supplémentaires pour préciser le mécanisme : les physiciens Hans Bethe et Charles Critchfield ont publié les détails en 1938, décrivant la chaîne proton-proton comme la séquence de fusion spécifique qui domine la production d'énergie dans les étoiles semblables au Soleil.
Faire sortir cette énergie du noyau est un problème en soi, et différentes étoiles la résolvent différemment. La convection — les courants massifs de gaz chaud transportant physiquement la chaleur vers l'extérieur — devient une méthode de transport importante spécifiquement dans les étoiles pesant environ 1,3 à 1,5 masses solaires ou plus lourdes. En dessous de ce seuil, le rayonnement seul tend à faire le travail.
Mesurer l'improbablement grand et l'improbablement lointain
Certains des faits stellaires les plus importants ne concernent pas les étoiles elles-mêmes mais les outils utilisés pour les établir. En 1838, Friedrich Bessel a utilisé la technique de parallaxe — mesurant le minuscule déplacement apparent d'une étoile par rapport au ciel de fond — pour montrer que 61 Cygni se trouve à 11,4 années-lumière de la Terre. C'était la première fois que quelqu'un mesurait directement la distance d'une étoile plutôt que de l'estimer.
Les instruments modernes ont poussé cette même idée de base absurdement loin. En avril 2018, les astronomes ont signalé qu'une étoile surnommée Icarus, officiellement MACS J1149 Lensed Star 1, est l'étoile ordinaire la plus éloignée jamais détectée — à 9 milliards d'années-lumière de distance, visible du tout seulement parce que la gravité d'un amas de galaxies en avant-plan a plié et amplifié sa lumière. Aucun de ce travail de distance ne se fait sans une règle fixe, c'est pourquoi l'Union astronomique internationale a réglé la question en 2012, fixant l'unité astronomique à exactement 149 597 870 700 mètres.
La longue vie après la mort d'une étoile
Toutes les étoiles ne s'évanouissent pas tranquillement. Une fois qu'une étoile comme le Soleil épuise son carburant, ce qui reste est une naine blanche — et le dossier d'en trouver une se rapproche de chez nous. La naine blanche la plus proche connue, Sirius B, se trouve à seulement 8,6 années-lumière de distance comme la compagne la plus petite du système binaire Sirius, cachée pendant des décennies dans l'éclat de sa compagne plus brillante avant que les astronomes la confirment. Le terme lui-même est relativement jeune : naine blanche a été inventé que en 1922, par l'astronome Willem Jacob Luyten.
Il y a une limite supérieure stricte sur la masse que l'un de ces restes peut avoir. Une naine blanche est maintenue uniquement par la pression de dégénérescence des électrons — un effet quantique, pas une pression de gaz ordinaire — et cette pression ne peut pas supporter plus d'environ 1,44 fois la masse du Soleil, une limite connue sous le nom de limite de Chandrasekhar. La franchissez, et l'étoile ne peut pas rester une naine blanche du tout ; elle s'effondre en quelque chose de complètement différent.