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L’expansion de l’univers

L'expansion de l'Univers, même si elle se poursuit indéfiniment, n'affecte pas directement chaque galaxie, ou chaque groupe local de galaxies. Même si toutes les galaxies lointaines finissaient par s'éloigner jusqu'au point où elles seraient hors de portée des meilleurs instruments, notre propre galaxie resterait intacte, ses étoiles solidement maintenues dans son champ gravitationnel.

De plus, les autres galaxies du groupe local ne nous quitteraient pas non plus. Néanmoins, des changements à l'intérieur de notre galaxie, indépendants de l'expansion de l'Univers, mais peut-être désastreuse pour notre planète et la vie qu'elle porte, ne sont aucunement à exclure.

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Sommaire
  1. Le big bang
  2. Quand le big bang s'est-il produit ?
  3. La mort programmée du Soleil
  4. Novae et supernova
  5. L'évolution des étoiles

Le big bang

Si l'Univers a constamment grandi, il est logique de supposer qu'il était plus petit dans le passé qu'il ne l'est maintenant; et qu'à un certain moment, il y a très longtemps, il a débuté sous la forme d'un noyau de matière dense. Le premier à suggérer cette possibilité, en 1922, a été le mathématicien russe Alexandre Alexandrovitch Friedmann. Les résultats relatifs à l'éloignement des galaxies n'avaient pas encore été présentés par Hubble, et Friedmann s'appuyait seulement sur la théorie, à partir des équations d'Einstein. Mais Friedmann est mort de la typhoïde trois ans plus tard, à l'âge de trente-sept ans, et ses travaux sont restés pratiquement inconnus.

En 1927, l'astronome belge Georges Lemaître, sans connaître apparemment les travaux de Friedmann, est arrivé à une représentation analogue de l'Univers en expansion. Puisqu'il était en expansion, l'Univers avait dû, dans le passé, être très petit, et aussi dense que possible. Lemaître a donné à cet état le nom d'oeuf cosmique. Suivant les équations d'Einstein, il ne pouvait que grandir; et compte tenu de sa densité énorme, cette expansion devait avoir lieu avec une violence prodigieuse. Les galaxies actuelles sont des fragments de l'oeuf cosmique, et leur mouvement d'éloignement est l'écho de cette très lointaine explosion. Les travaux de Lemaître, à leur tour, sont passés inaperçus, jusqu'à ce que l'astronome anglais plus connu, Arthur Stanley Eddington, les signale à l'attention du monde scientifique.

Big bang

Mais c'est un physicien américain d'origine russe, George Gamow, qui a réellement répandu, dans les années trente et quarante, cette idée d'un début explosif de l'Univers. Il a donné à cette explosion initiale le nom de big bang, sous lequel elle est maintenant désignée dans le monde entier. Tout le monde n'était pas d'accord avec l'idée que le big bang constituait le point de départ de l'Univers. En 1948, deux astronomes d'origine autrichienne, Hermann Bondi et Thomas Gold, ont présenté une théorie - qui devait être étendue et popularisée plus tard par l'astronome anglais Fred Hoyle - acceptant l'expansion de l'Univers mais refusant le big bang. À mesure que les galaxies s'écartent les unes des autres, de nouvelles galaxies se forment entre elles, leur matière étant créée à partir de rien, à une cadence trop faible pour être détectables avec les techniques actuelles. En conséquence, l'Univers reste essentiellement le même de toute éternité. Il avait son aspect actuel il y a des milliards et des milliards d'années, et continuera d'avoir le même aspect pendant des milliards d'années, ce qui fait qu'il n'a ni début ni fin. Cette théorie, connue sous le nom de création continue, a pour résultat un Univers stable.

Pendant plus de dix ans, la controverse a été très animée entre les partisans du big bang et ceux de la création continue, sans qu'aucun résultat expérimental permette de trancher le débat. En 1949, Gamow avait fait remarquer que, dans l'hypothèse du big bang, le rayonnement émis lors de cet événement avait dû perdre de l'énergie au fur et à mesure de l'expansion de l'Univers, et devait maintenant exister sous forme d'ondes radio venant de toutes les parties du ciel et constituant un fond continu. Ce rayonnement devait être caractéristique d'objets à une température voisine de 5 °K (cinq degrés au-dessus du zéro absolu, soit - 268 °C). Cette idée a été reprise et développée par le physicien américain Robert Henry Dicke. En mai 1964, un physicien américain d'origine allemande, Arno Allan Penzias, et un radioastronome américain, Robert Woodrow Wilson, suivant les indications de Dicke, ont détecté un fond continu d'ondes radio dont les caractéristiques étaient proches de celles qu'avait prédites Gamow. Cette radiation attribuait à l'Univers une température moyenne de 3 °K. Pour beaucoup d'astronomes, cette découverte du fond continu permet de considérer comme valable la théorie du big bang. On admet généralement maintenant qu'il y a bien eu un big bang, et on a abandonné l'idée de création continue.

Quand le big bang s'est-il produit ?

Grâce au décalage vers le rouge, qui est facile à mesurer, nous connaissons avec une bonne certitude la vitesse à laquelle les galaxies s'éloignent. Il nous faudrait connaître aussi la distance à laquelle elles se trouvent. Plus elles sont lointaines, plus il leur a fallu de temps pour atteindre leur position actuelle, à la vitesse à laquelle elles s'écartent. Mais ce n'est pas facile de déterminer ces distances. On considère généralement comme plausible une estimation à quinze milliards d'années de l'ancienneté du big bang. Si un éon représente un milliard d'années, le big bang se serait produit il y a quinze éons, mais c'est aussi possible qu'il se soit produit il y a vingt éons, ou seulement dix. Et avant ? Que s'est-il passé avant le big bang ? D'où vient l'oeuf cosmique ? Certains astronomes imaginent qu'en réalité l'Univers a commencé sous la forme d'un gaz très ténu, qui se serait lentement condensé, en formant peut-être des étoiles et des galaxies, et aurait continué à se contracter, jusqu'à former un oeuf cosmique au cours d'un big crunch. Sitôt formé, l'oeuf cosmique aurait explosé (big bang) en formant à nouveau des étoiles et des galaxies, mais cette fois en expansion, jusqu'à redevenir, dans un futur lointain, un gaz ténu.

Si nous pouvions voir dans l'avenir, peut-être verrions-nous l'Univers se dilater indéfiniment, devenant de plus en plus ténu, avec une densité moyenne de plus en plus faible, et s'approchant de plus en plus du vide du néant. Et si nous pouvions voir dans le passé, au-delà du big bang, en imaginant que le temps marche à l'envers, peut-être verrions-nous de la même façon l'Univers se dilater à l'infini et tendre vers le vide. Un modèle à « un aller-retour » de ce genre, l'homme occupant une place assez proche du big bang pour que la vie soit possible (sinon, nous ne serions pas là pour observer l'Univers et tenter d'interpréter nos observations) s'appelle un univers ouvert.

Nous n'avons pour l'instant aucun moyen (et nous ne l'aurons peut-être jamais) d'obtenir des informations sur ce qui se passait avant le big bang, et certains astronomes se refusent à toute spéculation à ce sujet. Lors de discussions récentes, on a proposé l'idée que l'oeuf cosmique se serait formé à partir de rien, ce qui donnerait un modèle à « un aller simple », et non plus un aller-retour. Ce serait encore un univers ouvert. Dans cette hypothèse, il se pourrait que, dans l'infini du néant, un nombre infini de big bangs puisse se produire à des moments divers, et que par conséquent notre Univers ne soit que l'un parmi une infinité d'autres, chacun ayant sa propre masse, son propre degré de développement et, pourquoi pas, son propre système de lois physiques. Peut être faut-il une combinaison exceptionnelle de lois physiques pour permettre l'apparition d'étoiles, de galaxies et d'êtres vivants, et nous serions alors dans une telle situation exceptionnelle simplement parce que nous ne pourrions être dans aucune autre. Il va sans dire qu'aucun résultat expérimental ne permet encore de trancher en faveur de l'apparition de l'oeuf cosmique à partir de rien, ou en faveur de l'existence d'une infinité d'univers - et il est bien possible qu'il en soit toujours ainsi. Mais dans quel monde vivrions-nous si les scientifiques n'avaient plus le droit, en l'absence de résultats expérimentaux, de laisser vagabonder leur imagination ?

Et d'ailleurs, sommes-nous même sûrs que l'Univers va se dilater indéfiniment ? Il le fait en dépit de son attraction gravitationnelle, et peut-être cette attraction deviendra-t-elle suffisante pour stopper l'expansion, et provoquer une contraction de l'Univers? Après son expansion, l'Univers pourrait se contracter jusqu'à s'écraser sur lui-même (big crunch) et disparaître - ou au contraire «rebondir » pour se dilater à nouveau avant de se contracter une nouvelle fois, en une série infinie d'oscillations. Dans les deux cas, ce serait un univers fermé.

La mort programmée du Soleil

L'idée même de changements dans les corps célestes est une idée moderne. Les philosophes de la Grèce antique - Aristote en particulier - croyaient le ciel parfait et immuable. Le changement, la corruption et la décrépitude étaient propres à la région imparfaite située à l'intérieur de la plus petite des sphères, celle de la Lune. Cette idée semblait raisonnable, puisque d'une génération à l'autre et même d'un siècle à l'autre, on ne décelait aucun changement important dans le ciel. Bien sûr, de mystérieuses comètes apparaissaient soudain, de temps en temps, fantaisistes dans leurs allées et venues, fantomatiques par le voile qu'elles tendaient devant les étoiles, effrayantes avec leur longue « chevelure » en désordre comme celle de prophétesses de malheur. Vingt-cinq par siècle environ sont visibles à l'oeil nu. Pour tenter de réconcilier ces apparitions avec la perfection céleste, Aristote y voyait des phénomènes atmosphériques, appartenant au désordre et à la corruption terrestres. Cette idée devait rester en vigueur jusqu'à la fin du XVIème siècle. Mais en 1577 (avant l'invention de la lunette), l'astronome danois Tycho Brahé tenta de mesurer la parallaxe d'une comète brillante, et s'aperçut qu'elle était trop petite pour être mesurée. Puisqu'on pouvait mesurer celle de la Lune, il fallait donc que la comète soit située bien plus loin qu'elle, et par conséquent il y avait dans le ciel des changements et des imperfections (le philosophe romain Sénèque avait soupçonné cette possibilité au1er siècle de notre ère).

Tycho Brahe

En réalité, on avait remarqué, bien avant cela, des changements dans les étoiles elles-mêmes, mais apparemment sans que cela ait soulevé une grande curiosité. Par exemple, il y a des étoiles variables qui changent d'éclat d'une nuit à l'autre, même à l'oeil nu. Aucun astronome grec n'a jamais signalé d'étoiles variables. Peut-être avons-nous perdu les documents relatifs à ce phénomène, mais peut-être aussi les astronomes grecs avaient-ils simplement choisi de ne pas le voir. Un cas intéressant est celui d'Algol, la deuxième étoile, par ordre d'éclat, dans la constellation de Persée: Algol perd les deux tiers de son éclat, puis les retrouve, les reperd, et ainsi de suite, avec une période de soixante-neuf heures. (Nous savons maintenant, grâce à Goodricke et Vogel, qu'Algol a un compagnon sombre, qui l'éclipse et diminue son éclat avec une période de soixante-neuf heures.) Les astronomes grecs n'ont fait aucune mention d'Algol, pas plus que leurs collègues arabes du Moyen Âge. Mais les Grecs plaçaient cette étoile dans la tête de Méduse, démon femelle qui changeait les hommes en pierre, et le nom même d'Algol, en arabe, signifie « vampire » ... De toute évidence, cette étoile bizarre donnait aux Anciens un sentiment de malaise.

Dans la constellation de la Baleine, il y a une étoile (Omicron Baleine) qui varie d'une façon irrégulière. Elle est parfois aussi brillante que l'étoile Polaire, et elle disparaît parfois complètement. Ni les Grecs ni les Arabes n'en ont dit un mot, et le premier à la signaler fut l'astronome hollandais David Fabricius, en 1596. On lui a donné plus tard le nom de Mira (<<merveille» en latin) : les astronomes avaient surmonté leur peur des changements dans le ciel.

Novae et supernova

Novae

Les Grecs ne pouvaient pas ignorer un phénomène plus remarquable encore : l'apparition dans le ciel de nouvelles étoiles. C'est la vue d'une nouvelle étoile, apparue dans la constellation du Scorpion en 134 av. J.-C., qui impressionna Hipparque au point qu'il dessina la première carte du ciel, de manière à faciliter le repérage ultérieur d'événements de ce type. En l'an 1054, dans la constellation du Taureau, une autre étoile nouvelle apparaissait, d'un éclat prodigieux: elle était plus brillante que Vénus, et pendant des semaines elle fut visible en plein jour! Les astronomes chinois et japonais relevèrent avec soin sa position, et leurs relevés sont parvenus jusqu'à nous. Quant au monde occidental, le niveau de l'astronomie y était si bas à l'époque qu'il n'existe aucun document relatif à cette étoile, sans doute parce que personne n'a pris la peine de rédiger un tel document. Les choses avaient changé en 1572, quand une nouvelle étoile, aussi brillante que celle de 1054, apparut dans la constellation de Cassiopée. L'astronomie européenne sortait alors de son long sommeil. Le jeune Tycho Brahé observa avec soin la nouvelle étoile, et publia un livre intitulé de Nova Stella. C'est de ce titre que l'on a tiré le nom de nova donné à toute étoile nouvelle.

Johannes Kepler

En 1604, une autre nova remarquable apparut dans la constellation du Serpent. Elle n'était pas tout à fait aussi brillante que celle de 1572, mais assez tout de même pour dépasser Mars en éclat. Cette fois, c'est Johannes Kepler, qui l'observa, et il laissa un livre à son sujet. Après l'invention de la lunette, les novae devinrent moins mystérieuses. Ce n'étaient pas du tout de nouvelles étoiles, bien entendu, mais des étoiles faibles devenues soudainement suffisamment brillantes pour être visibles à l'oeil nu. Avec le temps, on en a découvert de plus en plus. Après être devenues, parfois en quelques jours, plusieurs milliers de fois plus brillantes, elles revenaient en quelques mois à leur éclat de départ. On en observait une vingtaine par an dans chaque galaxie, y compris la nôtre. À partir des décalages Doppler observés pendant la formation des novae, et d'autres détails de leur spectre, il devint manifeste que les novae étaient des étoiles qui explosaient. Dans certains cas, la matière expulsée dans l'espace était visible sous la forme d'une couche de gaz en expansion, illuminée par le reste de l'étoile. Dans l'ensemble, les novae récentes n'ont pas été particulièrement brillantes. La plus brillante, apparue en juin 1918 dans la constellation de l'Aigle, était, à son maximum, à peu près aussi lumineux que Sirius, l'étoile la plus brillante du ciel. Mais aucune nova récente n'a approché l'éclat de Vénus ou de Jupiter, comme celles de Tycho et de Kepler. La nova la plus remarquable découverte depuis l'invention du télescope n'a pas tout de suite été reconnue comme telle. L'astronome allemand Ernst Hartwig l'a remarquée en 1885, mais même à son maximum elle n'a jamais dépassé la septième magnitude, et n'a jamais été visible à l'oeil nu.

Supernova

Elle était située dans ce que l'on appelait alors la Nébuleuse d'Andromède, et à son maximum elle était dix fois moins lumineuse que l'ensemble de la Nébuleuse. À l'époque, personne ne réalisait l'énorme éloignement de la Nébuleuse d'Andromède, ni ne comprenait qu'il s'agissait en fait d'une galaxie formée de centaines de milliards d'étoiles, ce qui fait que l'éclat de la nova ne souleva aucun étonnement. Après que Curtis et Hubble eurent calculé la distance de la galaxie d'Andromède, comme on se mit alors à la nommer, l'éclat de la nova de 1885 devint pour les astronomes un sujet de stupéfaction. Les douzaines de novae découvertes dans la galaxie d'Andromède par Curtis et Hubble étaient beaucoup plus faibles que celle de 1885, qui se révélait, compte tenu de sa distance, prodigieusement brillante.

En 1934, l'astronome suisse Fritz Zwicky commença une recherche systématique de novae exceptionnellement brillantes dans les galaxies lointaines. N'importe quelle nova du même ordre que celle de 1885 devait être visible, puisque l'éclat de telles novae approche celui des galaxies tout entières: si la galaxie est visible, la nova aussi. En 1938, il n'en avait pas repéré moins de douze. Il donna à ces novae dont l'éclat approche celui d'une galaxie le nom de supernovae. En conséquence, la nova de 1885 reçut enfin son nom de baptême: S’Andromède (S pour « supernova »). Tandis que les novae ordinaires atteignent une magnitude absolue de - 8 en moyenne (vues d'une distance de 10 parsecs, elles seraient vingt-cinq fois plus brillantes que Vénus), une supernova pourrait atteindre une magnitude absolue de - 17. Elle serait quatre mille fois plus brillante qu'une nova ordinaire, soit un milliard de fois plus brillante que le Soleil, au moins au moment de son maximum.

Fritz Zwicky

Rétrospectivement, on réalise que les novae de 1054, 1572 et 1604 étaient des supernovae, et situées dans notre galaxie: c'est le seul moyen de rendre compte de leur éclat extraordinaire. Un certain nombre des novae enregistrées par les astronomes chinois de l'Antiquité et du Moyen Âge étaient sans doute aussi des supernovae. C'est le cas d'une nova signalée en l'an 185. Et en 1006, dans la constellation très méridionale du Loup, il a dû apparaître une supernova plus brillante que toutes celles des temps historiques: à son maximum, elle a pu atteindre deux cents fois l'éclat de Vénus, soit un dixième de celui de la pleine lune! Les astronomes, à partir de l'étude des débris qu'il en reste, soupçonnent qu'une supernova encore plus brillante (autant que la pleine lune) est apparue dans la constellation de la Voile, près du pôle Sud, il y a Il 000 ans, alors qu'il n'y avait pas encore d'astronomes pour l'observer, ni d'écriture pour noter son apparition (mais il est possible que certains pictogrammes préhistoriques aient été dessinés pour représenter cet événement).

Le comportement physique des supernovae diffère complètement de celui des novae ordinaires, et les astronomes ont hâte d'étudier en détail le spectre d'une supernova. Le problème est leur rareté: une en cinquante ans en moyenne dans une galaxie donnée. Bien que les astronomes en aient déjà repéré plus de cinquante, elles étaient toutes situées dans des galaxies lointaines, trop lointaines pour que l'on puisse les étudier en détail. La supernova de 1885 dans la galaxie d'Andromède, la plus proche de nous depuis 350 ans, est apparue une vingtaine d'années avant que la photographie astronomique soit assez au point pour permettre d'enregistrer son spectre. Mais l'apparition des supernovae se fait au hasard: on en a détecté trois en dix-sept ans dans la même galaxie. Tout espoir n'est pas perdu pour les astronomes terrestres d'observer une supernova dans notre galaxie, et même près de nous. Une étoile en particulier, Êta-carène, est manifestement instable, et devient tantôt plus brillante, tantôt plus faible. En 1840, elle a été pendant un moment la seconde du ciel par ordre d'éclat! C'est donc une candidate sérieuse, capable de donner d'un moment à l'autre une supernova. Malheureusement, en astronomie, « d'un moment à l'autre » peut aussi bien vouloir dire demain que dans dix mille ans ... De plus, la constellation de la Carène, où se trouve cette étoile, est si proche du pôle Sud céleste, comme celles de la Voile et du Loup, que cette supernova ne serait visible ni depuis l'Europe ni depuis la plus grande partie des États-Unis. Mais quelle est la cause de ces augmentations explosives d'éclat, et pourquoi certaines étoiles donnent-elles des novae et d'autres des supernovae? La réponse à cette question nous oblige d'abord à une digression. Dès 1834, Bessel (l'astronome qui devait plus tard mesurer la première parallaxe d'étoile) avait remarqué que Sirius et Procyon avaient des changements de position très légers qui ne correspondaient pas au mouvement de la Terre. Au lieu d'aller tout droit, elles suivaient un chemin onduleux, et Bessel en avait conclu que chacune d'elles devait en fait tourner autour de quelque chose.

Procyon

À partir du mouvement de Sirius et de Procyon sur leurs orbites, on pouvait calculer dans chaque cas que le « quelque chose » devait avoir un champ gravitationnel intense, et une masse de l'ordre de celle d'une étoile. Le compagnon de Sirius, en particulier, devait être aussi massif que notre Soleil pour rendre compte des mouvements de l'étoile brillante. Aussi les compagnons devaient ils être des étoiles, mais puisqu'elles étaient invisibles dans les télescopes de l'époque, on les appela compagnons sombres; on pensait que c'étaient des étoiles vieillies, affaiblies par le temps.

Puis en 1862, le fabricant américain d'instruments Alvan Clark, essayant un nouveau télescope, aperçut près de Sirius une étoile faible. Des observations ultérieures ne devaient pas laisser de doutes: il s'agissait bien du compagnon de Sirius. Les deux étoiles tournaient autour de leur centre de masse commun en une Cinquantaine d'années. Le compagnon de Sirius (on l'appelle maintenant Sirius B, Sirius lui-même étant Sirius A) n'a qu'une magnitude absolue de Il,2, c'est-à-dire un éclat quatre cents fois moindre que celui du Soleil, bien qu'il ait à peu près la même masse. Sirius B semblait être une étoile moribonde. Mais en 1914, l'astronome américain Walter Sidney Adams, ayant étudié le spectre de Sirius B, conclut que cette étoile devait être aussi chaude que Sirius A, et plus chaude que le Soleil. Les vibrations atomiques correspondant aux lignes d'absorption trouvées dans son spectre ne pouvaient se produire qu'à des températures très élevées. Mais si cette étoile était si chaude, pourquoi était-elle si peu lumineuse ? La seule réponse possible était qu'elle était beaucoup plus petite que le Soleil. Étant plus chaude, elle émettait plus de lumière par unité de surface, et pour rendre compte de sa faible émission totale, force était d'admettre qu'elle avait une petite surface. En fait, nous savons maintenant que Sirius B a à peine plus de dix mille kilomètres de diamètre (moins que la Terre !) pour une masse égale à celle du Soleil ! Pour que toute cette masse tienne dans un si petit volume, la densité moyenne de l'étoile doit être 130000 fois celle du platine.

Sirius A et B

Ce n'était rien moins qu'un nouvel état de la matière. Heureusement, les physiciens de l'époque en savaient assez pour suggérer immédiatement une explication. Ils savaient que la matière ordinaire est formée de particules minuscules, si minuscules que la plus grande partie du volume d'un atome est de 1'« espace vide ». Sous l'effet de pressions énormes, les particules subatomiques peuvent être forcées de se rapprocher, jusqu'à donner une masse superdense. Par ailleurs, même dans la matière superdense de Sirius B, les particules subatomiques sont assez séparées les unes des autres pour pouvoir se déplacer librement, de sorte que cette matière considérablement plus dense que le platine se comporte encore comme un gaz. En 1925, le physicien anglais Ralph Howard Fowler suggéra d'appeler ce type de matière gaz dégénéré, et le physicien soviétique Lev Davidovitch Landau fit remarquer dans les années trente que même des étoiles ordinaires comme notre Soleil devaient, dans leur partie centrale, être formées de gaz dégénéré. Le compagnon de Procyon (Procyon B), découvert en 1896 par J.M. Schaberle à l'observatoire Lick en Californie, s'est aussi révélé être une étoile superdense, avec une masse égale aux cinq huitièmes de celle de Sirius B. Au fil des années, on a trouvé d'autres exemples. On a donné à ces étoiles le nom de naines blanches, parce qu'elles sont à la fois petites et assez chaudes pour émettre de la lumière blanche. Les naines blanches sont probablement nombreuses, et formeraient 3 % du nombre total des étoiles. Toutefois, à cause de leur petite taille et de leur faible éclat, on ne peut espérer en découvrir, dans un avenir prévisible, que dans notre voisinage. (Il y a aussi des naines rouges, beaucoup plus petites que notre Soleil, mais pas autant que les naines blanches. Les naines rouges sont « froides », et ont une densité normale. Ce sont les plus répandues de toutes les étoiles - sur quatre étoiles, trois sont des naines rouges -, mais à cause de leur faible luminosité, elles sont aussi difficiles à détecter que les naines blanches. Une paire de naines rouges, située à six années-lumière à peine de nous, n'a été découverte qu'en 1948. Des trente-six étoiles connues situées à moins de quatorze années-lumière du Soleil, vingt et une sont des naines rouges, et trois des naines blanches. Il n'y a pas de géantes parmi elles, et deux seulement, Sirius et Procyon, sont plus brillantes que notre Soleil.)

Un an après que Sirius B eut révélé ses étonnantes propriétés, Albert Einstein présenta sa théorie générale de la relativité, qui considérait la gravitation sous un angle nouveau. Les idées d'Einstein permettaient de prédire qu'une lumière émise par une source possédant un champ gravitationnel très intense serait décalée vers le rouge. Adams, passionné par les naines blanches qu'il avait découvertes, étudia avec soin le spectre de Sirius B, et y décela effectivement le décalage vers le rouge prédit par Einstein. C'était non seulement une confirmation de la théorie d'Einstein, mais aussi du caractère superdense de Sirius B, car avec une étoile ordinaire comme notre Soleil, le décalage vers le rouge serait trente fois moins fort. Pourtant, au début des années soixante, on a réussi à déceler ce très petit décalage prédit par Einstein dans le spectre de notre Soleil, apportant ainsi une nouvelle confirmation à la théorie générale de la relativité. Mais quel est le rapport entre les naines blanches et les supernovae, sujet qui nous a amenés à cette discussion ? Revenons à la supernova de 1054.

Albert Einstein

En 1844, le comte de Rosse, fouillant la région du Taureau où les astronomes orientaux avaient signalé la supernova de 1054, y découvrit un petit objet nébuleux. À cause de son irrégularité et de ses « pattes », il donna à cet objet le nom de Nébuleuse du Crabe. Des observations poursuivies pendant des dizaines d'années ont montré que ce nuage de gaz s'étendait lentement. On a pu ainsi mesurer la vitesse apparente de cette expansion, et comme l'effet Doppler-Fizeau permettait de calculer sa vitesse réelle, on a pu en déduire la distance de la Nébuleuse du Crabe: 3500 années-lumière. À partir de la vitesse d'expansion, on a pu calculer également à quelle époque le gaz avait commencé à s'étendre à partir d'une explosion initiale: le gaz que nous voyons s'est étendu pendant environ neuf cents ans, ce qui correspond bien à la date (1054) à laquelle on a aperçu l'explosion depuis la Terre. Il est donc extrêmement probable que la Nébuleuse du Crabe, qui nous apparaît maintenant comme un nuage de cinq années-lumière environ de diamètre, représente les débris de la supernova de 1054. Aucune région analogue de gaz turbulent n'a été découverte aux endroits où les supernovae de Tycho et de Kepler avaient été signalées, bien que de petites taches nébuleuses aient été observées à proximité de chacun de ces sites. On connaît toutefois cent cinquante « nébuleuses planétaires », larges anneaux de gaz qui sont peut-être le résultat d'explosions stellaires. Un nuage de gaz particulièrement étendu et ténu, la Nébuleuse de la Dentelle dans le Cygne, est peut-être le reste d'une supernova qui aurait pu être observée sur Terre il y a trente mille ans (plus proche et plus brillante que celle de 1054) s'il y avait eu à cette époque des hommes civilisés. On a même avancé l'idée que la nébulosité très faible qui enveloppe la constellation d'Orion pourrait résulter d'une supernova encore plus ancienne.

La supervova SN1994D

Mais dans tous ces cas, que sont devenues les étoiles qui ont explosé ? Sont-elles simplement disparues dans une énorme bouffée de gaz ? La Nébuleuse du Crabe, par exemple, est-elle tout ce qui reste de la supernova de 1054, et va-t-elle s'étendre et se diluer de plus en plus, jusqu'à ce que toute trace de l'étoile disparaisse? Ou reste-t-il quelque chose qui soit encore une étoile, mais trop petit et trop faible pour être décelable ? Autrement dit, reste-t-il à cet endroit une naine blanche (ou quelque chose d'encore plus bizarre), et les naines blanches seraient-elles les « cadavres », pour ainsi dire, d'étoiles qui ont autrefois été comme notre Soleil? Ces questions nous amènent au problème de l'évolution des étoiles.

L'évolution des étoiles

Cycle de vie d'une étoile

Parmi les étoiles qui sont proches de nous, les brillantes semblent chaudes et les faibles moins chaudes, suivant une courbe assez régulière. Si on représente la température de surface des étoiles en fonction de leur magnitude absolue, la plupart des étoiles familières se regroupent dans une bande étroite, allant régulièrement du « froid-faible » au « chaudbrillant ». Cette bande s'appelle la séquence principale.

Elle a été tracée en 1913 par l'astronome américain Henry Norris Russell, reprenant les travaux analogues de Hertzsprung (l'astronome qui avait déterminé le premier les magnitudes absolues des céphéides). Il y a des étoiles rouges qui, en dépit de leur température de surface plutôt faible, ont de grandes magnitudes absolues, parce que leur matière assez ténue occupe un volume considérable, et que leur émission - assez faible - par unité de surface est multipliée par une surface énorme, donnant une magnitude absolue importante. Parmi ces géantes rouges, les plus connues sont Bételgeuse et Antarès. Elles sont si « froides », a-t-on découvert en 1964, que beaucoup d'entre elles ont des atmosphères riches en vapeur d'eau qui, à la température de notre Soleil, serait décomposée en hydrogène et oxygène. Les naines blanches, très chaudes, sont également en dehors de la séquence principale.

En 1924, Eddington a fait remarquer que l'intérieur de chaque étoile devait être très chaud. À cause de la grande masse de l'étoile, sa force gravitationnelle est immense. Si l'étoile ne s'effondre pas sur elle-même, c'est que ces forces gravitationnelles sont compensées par une pression interne très élevée - correspondant à des températures prodigieusement hautes. Plus l'étoile est massive, plus la température centrale doit être élevée pour équilibrer la force gravitationnelle. Pour maintenir cette température élevée et cette pression de radiation, les étoiles plus massives doivent brûler de l'énergie plus vite, et être plus brillantes que celles qui sont moins massives: c'est la relation masse-luminosité. Cette relation est très importante, car la luminosité varie comme la sixième ou septième puissance de la masse. Si celle-ci est multipliée par 3, la luminosité s'accroît d'un facteur égal à la sixième ou septième puissance de trois - c'est-à-dire environ 750 fois.

Eddington

Par conséquent, les étoiles massives dépensent généreusement leur hydrogène, et vivent moins longtemps. Notre Soleil possède suffisamment d'hydrogène pour des milliards d'années d'émission à la puissance actuelle. Une étoile brillante, comme Capella, doit s'épuiser en une vingtaine de millions d'années, et quelques-unes des étoiles les plus brillantes (Rigel par exemple) ne peuvent pas durer plus d'un million d'années ou deux. Ainsi, les étoiles les plus brillantes sont forcément jeunes. De nouvelles étoiles sont peut-être en train de se former dans des régions de l'espace où la poussière est assez dense pour fournir la matière première. En fait, en 1955, l'astronome américain George Herbig a détecté dans la poussière de la Nébuleuse d'Orion deux étoiles qui n'apparaissaient pas sur des photos de la même région prises quelques années plus tôt; ces étoiles sont peut-être vraiment nées dans l'intervalle. En 1965, on a repéré des centaines d'étoiles de température si faible qu'elles ne brillaient pas tout à fait. On les a détectées grâce à leur émission infrarouge, et on les appelle géantes infrarouges, parce qu'elles sont formées de grandes quantités de matière raréfiée. Vraisemblablement, ce sont des masses de poussières et de gaz en train de se rassembler, et qui deviennent de plus en plus chaudes. Elles finiront par devenir assez chaudes pour émettre de la lumière visible.

Amas d'étoiles

Les progrès suivants dans l'étude de l'évolution des étoiles sont venus de l'analyse des étoiles des amas globulaires. Dans un amas, les étoiles sont toutes à peu près à la même distance de nous, et par conséquent leur magnitude apparente est proportionnelle à leur magnitude absolue (comme c'est le cas pour les céphéides des Nuages de Magellan). Par conséquent, les magnitudes étant connues, on peut tracer un diagramme HR de ces étoiles. On constate que les étoiles les moins chaudes (qui brûlent leur oxygène lentement) se trouvent sur la séquence principale, mais que les plus chaudes ont tendance à s'en écarter. En raison de leur consommation rapide, et de leur vieillissement précoce, elles suivent une courbe montrant les stades successifs de leur évolution, d'abord vers les géantes rouges, puis vers la séquence principale à nouveau, à travers cette séquence, et enfin vers les naines blanches.

À partir de ces constatations et de considérations théoriques sur les combinaisons des particules subatomiques dans certaines conditions de température et de pression, Fred Hoyle a pu décrire en détail l'évolution d'une étoile. Selon lui, dans sa jeunesse, l'étoile varie peu en taille ou en température. C'est dans cette situation que se trouve - et continuera encore longtemps à se trouver - notre Soleil. Dans sa région centrale extrêmement chaude, l'étoile transforme son hydrogène en hélium, et l'hélium s'accumule en son centre. Quand ce noyau d'hélium atteint une certaine taille, l'étoile se met à changer de façon spectaculaire en taille et en température. Elle se dilate énormément, et sa température de surface diminue. Autrement dit, elle se déplace vers les géantes rouges en quittant la séquence principale. Plus l'étoile est massive, plus cela se produit tôt dans sa vie. Dans les amas globulaires, les étoiles les plus massives ont déjà parcouru des distances variables le long de cette route.

Géante rouge

En dépit de sa température plus basse, la géante émet davantage de chaleur, à cause de l'augmentation de sa surface. Dans un lointain avenir, quand le Soleil quittera la séquence principale, et peut-être un peu avant, il sera devenu chaud au point que toute vie sera impossible sur la Terre. Cependant, cela ne se produira pas avant des milliards d'années. Mais quel est précisément le changement dans le noyau d'hélium qui déclenche l'expansion de l'étoile en géante rouge ? Hoyle a suggéré que le noyau d'hélium lui-même se contractait, et par conséquent s'échauffait jusqu'à la température à laquelle les noyaux des atomes d'hélium fusionnent pour former du carbone, avec production d'une énergie supplémentaire. En 1959, le physicien américain David Elmer Alburger a montré en laboratoire que cette réaction était effectivement possible. C'est une réaction très rare et très peu probable, mais il y a tellement d'atomes d'hélium dans une géante rouge qu'un nombre suffisant de ces fusions peut se produire, libérant l'énergie nécessaire. Hoyle va plus loin. Le jeune noyau central de carbone s'échauffe encore davantage, et des atomes encore plus compliqués, comme ceux de l'oxygène et du néon, commencent à se former. Pendant ce temps, l'étoile redevient plus petite et plus chaude, et revient vers la séquence principale. À ce stade, l'étoile a commencé à se structurer en couches successives, comme un oignon. Elle a un noyau d'oxygène et de néon, puis une couche de carbone, puis une couche d'hélium, et le tout est enveloppé dans une peau d'hydrogène qui n'est pas encore converti en autre chose.

Maintenant, après sa longue vie de consommatrice d'hydrogène, l'étoile arrive dans une période d'évolution rapide, une dégringolade à travers les combustibles qui lui restent. Sa vie ne peut plus être longue, car l'énergie produite par la fusion de l'hélium, et celles qui suivent est faible par rapport à celle que fournit la fusion de l'hydrogène, environ vingt fois plus faible. En un temps relativement court, l'énergie vient à manquer, empêchant l'étoile de se contracter sous l'effet de son propre champ gravitationnel, et la contraction s'accélère. Non seulement l'étoile retrouve la taille d'une étoile normale, mais elle continue à se contracter, jusqu'à devenir une naine blanche. Pendant la contraction, il peut arriver que les couches extérieures de l'étoile soient abandonnées, ou même expulsées dans l'espace à cause de la chaleur engendrée par la contraction. La naine blanche se retrouve ainsi entourée d'une « coquille» de gaz en expansion, visible dans nos télescopes sur ses bords, là où la quantité de gaz suivant la direction de visée est la plus grande. Ces naines blanches semblent entourées d'un petit « anneau de fumée » de gaz. On appelle ces anneaux nébuleuses planétaires, parce que l'anneau entoure l'étoile comme une orbite planétaire. L'anneau finit par s'étendre et se diluer jusqu'à disparaître, et on retrouve alors des naines blanches comme Sirius B, sans aucune nébulosité.

Consommation d’hydrogène précédent une supernova

Les naines blanches se forment ainsi tranquillement, et c'est ce genre de mort paisible qui attend notre Soleil et les étoiles plus petites que lui. De plus, les naines blanches, si rien ne vient les déranger, ont devant elles une vie pratiquement indéfinie - une sorte de rigidité cadavérique persistante -, durant laquelle elles se refroidissent tout doucement, jusqu'à ne plus être assez chaudes pour émettre de la lumière (cela prend des milliards d'années) avant de passer des milliards et des milliards d'années dans la situation de naines noires.

D'autre part, si une naine blanche fait partie d'un système binaire, comme Sirius B ou Procyon B, et si l'autre étoile du système appartient à la séquence principale et se trouve très près de son compagnon, il peut y avoir des moments passionnants. À mesure que l'étoile de séquence principale se dilate, dans son évolution normale, une partie, de la matière qui la constitue peut être attirée par le champ de gravitation intense de la naine, et s'installer en orbite autour d'elle. De temps en temps, une partie de cette matière atteint la surface de la naine, où le champ gravitationnel la comprime jusqu'à la fusion nucléaire. Si le morceau de matière qui est tombé sur la naine est assez gros, l'émission d'énergie peut être assez importante pour être visible de la Terre, et les astronomes détectent une nova ... Naturellement, ceci peut se produire plusieurs fois de suite, et de fait on a enregistré des novae à répétition ou novae récurrentes.

Mais ce ne sont toujours pas des supernovae. Celles-ci, d’où viennent-elles Pour répondre à cette question, il faut nous tourner vers des étoiles nettement plus massives que notre Soleil. Elles sont relativement rares (dans toutes les catégories d'objets astronomiques, les gros sont plus rares que les petits). On estime qu'une étoile sur trente est plus massive que le Soleil. Mais même dans ce cas, il peut y avoir sept milliards d'étoiles de ce genre dans notre galaxie.

Etoile massive (vue d'artiste)

Dans les étoiles massives, le noyau est soumis à un champ gravitationnel plus grand que dans les étoiles ordinaires, et il est plus comprimé. Par conséquent il est plus chaud, et les réactions de fusion peuvent continuer au-delà de la limite oxygène néon des étoiles plus petites. Le néon peut donner du magnésium, qui donne du silicium, et finalement du fer. À un âge avancé, l'étoile peut comporter plus d'une demi-douzaine de couches concentriques, dans chacune desquelles un combustible différent est consommé. La température au centre, à ce moment-là, peut avoir atteint trois ou quatre milliards de degrés. Une fois que l'étoile a commencé à former du fer, elle se trouve dans une impasse, parce que les atomes de fer représentent un point de stabilité maximum et d'énergie minimum. Pour transformer les atomes de fer en atomes plus compliqués, ou en atomes plus simples, il faut' de toute façon apporter de l'énergie.

De plus, à mesure que la température centrale augmente, la pression de radiation augmente elle aussi, et comme la quatrième puissance de la température. Quand la température double, la pression de radiation est multipliée par seize, et son équilibre avec la gravitation devient de plus en plus délicat. Finalement, la température centrale peut devenir si élevée, d'après Hoyle, que les atomes de fer sont décomposés en hélium. Mais comme nous venons de le voir, il faut pour cela leur fournir de l'énergie; la seule source possible est le champ gravitationnel de l'étoile. Quand celle-ci se ratatine, l'énergie gagnée peut convertir le fer en hélium. Mais l'énergie nécessaire est si grande que l'étoile doit se ratatiner prodigieusement, et atteindre une fraction minime de son volume initial; selon Hoyle, cela doit se produire en une seconde environ. Quand une étoile commence ainsi à se ratatiner, son noyau de fer est encore entouré d'un manteau volumineux d'atomes qui n'ont pas encore atteint la stabilité maximale. Quand les régions extérieures s'effondrent, et que leur température s'élève, ces substances qui sont encore combinables s'enflamment d'un seul coup. Le résultat est une explosion qui projette les matériaux externes loin du corps de l'étoile. Cette explosion est une supernova. C'est une explosion de ce type qui a créé la Nébuleuse du Crabe. La matière projetée dans l'espace lors des supernovae a une importance énorme dans l'évolution de l'Univers. Au moment du big bang, il ne s'est formé que de l'hydrogène et de l'hélium. C'est dans le noyau des étoiles que se forment des atomes plus complexes - jusqu'aux atomes de fer. Sans les supernovae, ces atomes complexes resteraient dans les noyaux des étoiles, et finalement dans les naines blanches. Seule une quantité négligeable parviendrait, sous la forme des halos des nébuleuses planétaires, à se frayer un chemin vers l'espace.

Fin d'une étoile massive

Au cours des explosions qui donnent des supernovae, de la matière provenant des couches internes des étoiles est violemment projetée dans l'espace. L'énergie énorme dégagée par l'explosion permettrait même la formation d'atomes encore plus complexes que ceux du fer. La matière projetée dans l'espace s'ajoute aux nuages de gaz et de poussières qui existent déjà, et sert de matière première pour fabriquer des étoiles de seconde génération, riches en fer et en métaux en général. Notre propre Soleil fait probablement partie de ces étoiles de seconde génération, beaucoup plus jeune que les vieilles étoiles des amas globulaires qui sont sans poussières. Ces étoiles de première génération sont pauvres en métaux et riches en hydrogène. La Terre, formée des mêmes débris que le Soleil, est extraordinairement riche en fer, un fer qui a peut-être existé au centre d'une étoile qui aurait explosé il y a des milliards et des milliards d'années ...

Mais qu'arrive-t-il à la partie contractée des étoiles qui explosent en donnant des supernovae ? Forment-elles des naines blanches ? Étant plus grosses et plus massives que les étoiles ordinaires, forment-elles simplement des naines blanches plus grosses et plus massives? La première indication du contraire - nous ne pouvons pas nous attendre à des naines blanches de plus en plus massives - est venue en 1939 : l'astronome indien Subrahmanyan Chandrasekhar, travaillant à l'observatoire Yerkes près de Williams Bay dans le Wisconsin, a calculé qu'une étoile ayant plus de 1,4 fois la masse de notre Soleil (ce que l'on appelle depuis la limite de Chandrasekhar) ne peut pas devenir une naine blanche par le processus « normal» décrit par Fred Hoyle. De fait, toutes les naines blanches observées jusqu'ici ont bien une masse inférieure à la limite de Chandrasekhar.

La raison de l'existence de cette limite est que les naines blanches ne peuvent pas se contracter davantage, à cause de la répulsion mutuelle des électrons contenus dans leurs atomes. Avec des étoiles plus massives, la gravitation est plus intense, et pour une masse 1,4 fois plus grande que celle du Soleil, la répulsion des électrons ne suffit plus, et la naine blanche s'effondre sur elle-même, pour former une étoile encore plus petite et encore plus dense, où les particules subatomiques sont pratiquement en contact. Pour détecter ces cas extrêmes, il a fallu de nouvelles méthodes d'exploration de l'Univers, utilisant des radiations différentes de la lumière visible.

Glossaire

Big bang: Théorie cosmologique affirmant que l'univers a commencé à exister en raison d'une grande explosion cela s'est produit il y a environ 14 milliards d'ans. Constellation : Le groupe d'étoiles dans les constellations de ciel tendent à porter les noms des caractères mythologiques ou des créatures. Aux astronomes, les constellations délimiter les régions du ciel. la gravités : Force attrayante entre les corps, comme entre la terre et la lune