Pourquoi les étoiles brillent-elles pendant des milliards d'années ?
Un feu de bois s'éteint en quelques heures. Pourtant, le Soleil brille avec le même éclat depuis 4,6 milliards d'années. S'il « brûlait », il se serait éteint depuis longtemps. En réalité, le Soleil ne brûle pas. Il se passe tout autre chose. Et si son éclat reste constant, ce n'est pas un hasard : c'est le résultat d'un équilibre.
Par une nuit claire, le ciel est parsemé de points lumineux. Ils ressemblent tous à des « étoiles ».
Pourtant, ces points sont en réalité de deux natures différentes : ceux qui brillent par eux-mêmes, et ceux qui ne font que réfléchir la lumière du Soleil. Ces derniers sont des planètes, comme Vénus ou Jupiter. Comme un miroir qui renvoie la lumière, elles ne brillent pas par elles-mêmes.
Cet article parle des premiers. Le Soleil en fait partie : c'est l'étoile la plus proche de nous, et elle brille par elle-même.
Alors, quelle est sa source d'énergie ? Si quelque chose brûlait, comme dans un feu de bois, la réponse ne collerait pas, car le combustible ne durerait pas aussi longtemps.
En leur centre, quatre noyaux d'hydrogène s'assemblent pour former un noyau d'hélium. Ce faisant, l'ensemble devient légèrement plus léger, et cette perte de masse se transforme en énergie.
La force qui pousse l'étoile à s'effondrer sous son propre poids et la force qui la repousse depuis son centre s'équilibrent. Et cet équilibre a la propriété remarquable de se rétablir tout seul.
C'est la combinaison de ces deux phénomènes qui explique un éclat quasi constant pendant des milliards d'années. Voyons cela en détail.
« Brûler » et ce qui se passe dans une étoile sont deux choses différentes
Dans un feu de bois ou une bougie, il se produit une réaction chimique entre une matière et l'oxygène. Seuls les assemblages d'atomes changent ; les atomes eux-mêmes restent les mêmes. L'énergie qu'on peut en tirer est limitée, et la réaction s'arrête sans oxygène.
Ce qui se passe au centre d'une étoile est totalement différent. Les noyaux atomiques eux-mêmes fusionnent pour former un autre type de noyau. Quatre noyaux d'hydrogène s'assemblent en un seul noyau d'hélium. L'oxygène n'intervient pas.
C'est là qu'un phénomène étonnant se produit. L'hélium obtenu est légèrement plus léger que les quatre hydrogènes de départ réunis. Cette masse manquante n'a pas disparu : elle s'est transformée en énergie.
Cette perte représente environ 0,7 % du total. Cela paraît petit, mais l'énergie produite est de plusieurs ordres de grandeur supérieure à celle d'une combustion classique pour une même masse de combustible. C'est pour cela que cela dure des milliards d'années.
Dans le langage courant, on dit que « le Soleil brûle », et cela ne pose pas de problème en soi. Mais si l'on se laisse guider par cette expression pour comprendre le mécanisme, on arrive à une impasse. Car s'il brûlait vraiment, il manquerait de combustible et d'oxygène, et il se serait éteint depuis longtemps.
C'était d'ailleurs un vrai problème au XIXe siècle. Quelle que soit la source d'énergie connue à l'époque utilisée pour le calcul, la durée de vie estimée du Soleil ne dépassait pas quelques dizaines de millions d'années, ce qui ne correspondait pas à l'âge de la Terre indiqué par la géologie. Ce n'est qu'avec la découverte des mécanismes nucléaires que les comptes ont enfin été justes.
Pourquoi l'éclat ne change-t-il pas ?
Même en connaissant la source d'énergie, une question demeure. Pourquoi l'étoile ne s'emballe-t-elle pas, ou ne s'assombrit-elle pas brusquement ?
Une étoile tend à s'effondrer sous son propre poids. Ce qui s'y oppose, c'est la force qui la repousse vers l'extérieur, due à la chaleur en son centre. Ces deux forces s'équilibrent, et l'étoile reste dans cet état stable.
L'important, c'est que cet équilibre se rétablit de lui-même en cas d'écart.
Quand le centre se contracte, il chauffe, et la réaction s'accélère. La force de répulsion augmente, ce qui fait à nouveau se dilater l'étoile pour revenir à l'équilibre.
En se dilatant, l'étoile refroidit, et la réaction ralentit. La force de répulsion diminue, ce qui fait se contracter à nouveau l'étoile pour revenir à l'équilibre.
C'est comme si l'accélérateur et le frein étaient reliés automatiquement. Si ça va trop vite, ça refroidit et ça ralentit ; si ça va trop lentement, ça chauffe et ça accélère. Grâce à cette propriété, l'étoile conserve le même éclat pendant très longtemps.
parce qu'elle a beaucoup de combustible, mais parce qu'elle corrige elle-même ses excès.
Et cet état n'est pas éternel. Une fois l'hydrogène du centre épuisé, les conditions de l'équilibre changent. L'étoile se dilate ou se contracte, et change d'apparence. Cette évolution est déterminée presque entièrement par la masse de l'étoile. Plus une étoile est massive, plus elle brille intensément, et plus sa vie est courte.
La lumière du Soleil peut causer des lésions irréversibles aux yeux. Évitez absolument de regarder le Soleil avec un télescope ou des jumelles. Même une durée très brève est considérée comme dangereuse.
C'est aussi vrai lors d'une éclipse. Des lunettes de soleil, un film photographique noir ou du verre fumé ne protègent pas. Pour observer, utilisez un équipement spécialement conçu pour l'observation solaire, et suivez les instructions du fabricant ou d'un observatoire. En cas de gêne oculaire, consultez un ophtalmologiste sans attendre.
Ce que vous pouvez vérifier vous-même
- Par une nuit claire, à l'écart des lampadaires, observez le ciel pendant environ 5 minutes
- Remarquez qu'il y a des points qui scintillent et d'autres qui brillent d'une lumière stable, sans scintiller
- On considère généralement que ceux qui scintillent sont des étoiles, et ceux qui restent stables sont des planètes
- Observez aussi les couleurs. Il y a des points rougeâtres et des points bleu-blanc. Cela reflète des différences de température de surface
La différence de scintillement viendrait du fait que la lumière arrive soit comme un point, soit comme une petite surface. Les planètes, étant plus proches, ont une taille apparente qui fait que les turbulences de l'air s'annulent, d'où un scintillement moins marqué. C'est visible à l'œil nu. Ce mécanisme est expliqué en détail dans Pourquoi les étoiles scintillent-elles ?.
En résumé
Si une étoile brille, c'est parce qu'en son centre, des noyaux atomiques fusionnent, et la légère perte de masse qui en résulte se transforme en énergie. C'est un phénomène totalement différent de la combustion. Et si son éclat ne change pas depuis des milliards d'années, c'est parce que l'équilibre entre la force d'effondrement et la force de répulsion se rétablit de lui-même en cas d'écart.
La plupart des points du ciel nocturne
brillent encore aujourd'hui en maintenant cet équilibre par eux-mêmes.
Pour aller plus loin ― vocabulaire, valeurs numériques et liens avec les manuels scolairesDu niveau collège aux sujets de recherche actuels, chaque section indique clairement son niveau
- Collègece qu'on apprend en sciences au collège
- Lycéece qu'on apprend en « physique-chimie » ou « sciences de la Terre » au lycée (niveau de base)
- Lycée+notions de physique ou sciences de la Terre de niveau avancé, ou encadrés/compléments des manuels
- Universitécontenu non enseigné au lycée, relevant d'une discipline universitaire spécialisée (astrophysique)
- Recherchesujets qui ne sont pas encore enseignés comme des faits établis même à l'université, et sur lesquels les chercheurs travaillent actuellement
CollègeVocabulaire : les mots autour des étoiles
- Étoile (au sens strict) : astre qui brille par lui-même. Le Soleil en fait partie. C'est ce que l'article a appelé « étoile ».
- Planète : astre qui tourne autour d'une étoile et ne brille pas par lui-même. La Terre et Vénus en sont des exemples.
- Fusion nucléaire : réaction où des noyaux atomiques légers s'assemblent pour former un noyau plus lourd. C'est ce que l'article appelle « fusionner ».
- Défaut de masse : le fait que l'ensemble soit plus léger après la fusion. La masse perdue devient de l'énergie.
- Équilibre hydrostatique : état où la force d'effondrement et la force de répulsion s'équilibrent. C'est ce que l'article appelle « l'équilibre ».
LycéeCalcul : de combien de kg le Soleil s'allège-t-il en 1 seconde ?
À partir d'ici, on résout le problème étape par étape. Une seule formule suffit. C'est la plus célèbre de la physique du lycée, dans le chapitre sur l'atome.
E ＝ m c²
| E énergie produite | unité : J (joule) |
| m masse disparue | unité : kg |
| c vitesse de la lumière | 3,0 × 10⁸ m/s |
À lire ainsi : quand une masse m disparaît, elle libère en échange une énergie égale à m multiplié par c².
c vaut 300 millions de m/s. En l'élevant au carré, c² atteint l'ordre de 9 × 10¹⁶. C'est là que tout se joue. Même si seulement 1 g de masse disparaît, comme le facteur multiplicateur est énorme, l'énergie produite est colossale.
| Donnée énergie émise par le Soleil en 1 seconde | E ＝ 3,8 × 10²⁶ J |
| Inconnue masse disparue en 1 seconde | m ＝ ? |
| On isole m dans la formule | m ＝ E ÷ c² |
| On calcule d'abord c² | (3,0 × 10⁸)² ＝ 9,0 × 10¹⁶ |
| On substitue | m ＝ (3,8 × 10²⁶) ÷ (9,0 × 10¹⁶) |
| Résultat | m ≒ 4,2 × 10⁹ kg |
On a juste réarrangé la formule, substitué les valeurs, et fait une division. Cela suffit à révéler ce qui se passe chaque seconde au cœur du Soleil.
4,2 × 10⁹ kg, c'est 4,2 milliards de kg, soit environ 4,2 millions de tonnes. C'est l'équivalent d'environ 10 grands pétroliers en masse qui disparaît, chaque seconde.
Et sur 4,6 milliards d'années ? Ce calcul aussi est possible.
| Conversion d'une année en secondes | environ 3,15 × 10⁷ s |
| Nombre de secondes en 4,6 milliards d'années | 4,6 × 10⁹ × 3,15 × 10⁷ ≒ 1,45 × 10¹⁷ s |
| Masse perdue durant cette période | 4,2 × 10⁹ × 1,45 × 10¹⁷ ≒ 6,1 × 10²⁶ kg |
| Masse totale du Soleil | environ 2,0 × 10³⁰ kg |
| Proportion par rapport au total | ((6,1 × 10²⁶) ÷ (2,0 × 10³⁰)) × 100 ＝ environ 0,03 % |
C'est sans doute le point le plus frappant de cet article. 4,2 millions de tonnes par seconde, une quantité inimaginable, libérées en continu pendant 4,6 milliards d'années — et pourtant seulement environ 0,03 % de la masse totale a disparu. Si les étoiles vivent si longtemps, ce n'est pas parce qu'elles économisent leur combustible, mais parce que l'énergie qu'on peut tirer d'une masse infime est immense.
Dans le texte, on a écrit que « la masse diminue d'environ 0,7 % ». Cela se vérifie de la même façon. Il suffit de comparer les masses des noyaux atomiques et de calculer quel pourcentage représente la perte.
| 4 noyaux d'hydrogène | environ 4,032 |
| 1 noyau d'hélium | environ 4,003 |
| Masse perdue | 4,032 − 4,003 ＝ 0,029 |
| Proportion par rapport au total | ((4,032 − 4,003) ÷ 4,032) × 100 ＝ environ 0,7 % |
※ Les masses indiquées sont des valeurs représentatives en unités de masse atomique. La réaction réelle se déroule en plusieurs étapes.
| Énergie émise par seconde | environ 3,8 × 10²⁶ J |
| Masse | environ 2,0 × 10³⁰ kg |
| Température du centre | estimée à environ 15 millions °C |
| Température de surface | estimée à environ 6000 °C |
| Âge | estimé à environ 4,6 milliards d'années |
| Durée restante estimée de l'état actuel | environ 5 milliards d'années |
| Temps pour que la lumière atteigne la Terre | environ 8 minutes |
Lycée+Pourquoi la fusion exige-t-elle une température élevée ?
Tous les noyaux atomiques portent une charge électrique positive, donc ils se repoussent fortement quand on cherche à les rapprocher. Pour qu'ils fusionnent, il faut une énergie suffisante pour vaincre cette répulsion. C'est pourquoi cela ne se produit que dans des lieux à très haute température et pression, comme le centre d'une étoile.
Cependant, l'énergie calculée classiquement ne suffit en réalité pas. Si la réaction se produit malgré tout, c'est, selon les explications actuelles, en raison d'un phénomène où les particules se comportent comme si elles traversaient une barrière. Le simple fait que les étoiles brillent constitue l'une des preuves de ce phénomène.
Un autre point important est la forte dépendance de la vitesse de réaction à la température. Une légère hausse de température accélère énormément la réaction. C'est cette sensibilité qui rend possible le mécanisme d'« autorégulation » décrit plus haut.
UniversitéLa lumière du centre ne sort pas immédiatement
L'énergie produite au centre ne traverse pas directement jusqu'à la surface. Elle est absorbée puis réémise de nombreuses fois par la matière environnante, et se déplace ainsi progressivement vers l'extérieur. Ce processus fait qu'il faut un temps très long avant qu'elle n'atteigne la surface. Les estimations varient, mais on parle souvent de plusieurs dizaines de milliers d'années ou plus.
En revanche, les neutrinos, particules produites par la même réaction, traversent la matière sans quasiment interagir avec elle. Ils atteignent la Terre en environ 8 minutes depuis le centre. Autrement dit, seuls les neutrinos nous permettent d'observer directement l'état actuel du centre du Soleil.
À l'intérieur d'une étoile, le mode de transport de l'énergie varie selon la zone. Il existe une couche où l'énergie est transportée par rayonnement, et une couche où c'est la matière elle-même qui se déplace pour la transporter (la zone convective). L'emplacement de la frontière entre ces deux zones dépend de la masse et de l'âge de l'étoile. C'est l'un des aspects les plus délicats dans la construction des modèles stellaires.
RechercheMême pour l'étoile la plus proche, il reste des inconnues
- La composition interne du Soleil diffère selon deux méthodes de mesure. L'une déduit la structure interne à partir des oscillations du Soleil, l'autre analyse la lumière de surface pour estimer la quantité des éléments. Les deux résultats ne concordent pas. C'est ce qu'on appelle le problème de la composition solaire, qui reste non résolu. Et c'est l'étoile la mieux étudiée qui pose ce problème.
- Le mécanisme du cycle d'activité d'environ 11 ans n'est pas totalement expliqué. On sait que les variations du nombre de taches solaires et l'inversion de la polarité magnétique se produisent de façon quasi périodique, mais prédire à l'avance la durée exacte ou l'intensité de chaque cycle reste difficile.
- Les toutes premières étoiles n'ont pas encore été observées directement. Les étoiles de première génération, quasiment dépourvues d'éléments lourds, sont prédites par la théorie, mais leur confirmation observationnelle reste un défi pour l'avenir.
- La modélisation de la convection interne et de la rotation des étoiles continue d'être affinée. Ces facteurs influencent l'estimation de la durée de vie des étoiles, si bien que « l'âge d'une étoile » est une valeur qui peut varier selon la méthode utilisée.
Le principe général du mécanisme qui fait briller les étoiles est bien établi, mais certains détails restent encore à éclaircir. Ce qui est écrit dans les manuels et ce que l'on sait actuellement ne sont pas exactement la même chose.
Liens avec les manuels scolaires (par niveau)
| Niveau | Matière / unité | Section correspondante de cet article |
|---|---|---|
| Collège | Sciences・le système solaire et les étoiles | Différence entre étoiles et planètes, nature du Soleil |
| Lycée | Physique de base・transformations de l'énergie | La perte de masse transformée en énergie |
| Lycée | Sciences de la Terre de base・évolution du Soleil et des étoiles | Le cycle de vie d'une étoile déterminé presque uniquement par sa masse |
| Lycée+ | Physique・noyau atomique et propriétés quantiques | Le mécanisme de fusion malgré la répulsion, la dépendance en température de la réaction |
| Université | Astrophysique・théorie de la structure stellaire | Le transport de l'énergie, couche radiative et couche convective |
| Recherche | Physique solaire・évolution stellaire (non résolu) | Le problème de la composition solaire, le cycle d'activité, les étoiles de première génération |
| ― | Sécurité | Ne pas regarder le Soleil directement, précautions pour l'observation d'une éclipse |
- Documents explicatifs de l'Observatoire astronomique national du Japon (国立天文台) sur le Soleil et les étoiles.
- Bahcall, J. N. & Pinsonneault, M. H. et al., série de travaux sur le modèle solaire standard.
- Asplund, M. et al., The chemical composition of the Sun, ARA&A 47, 2009 (réanalyse à l'origine du problème de la composition solaire).
- Kippenhahn, R. & Weigert, A., Stellar Structure and Evolution (manuel de référence sur la structure stellaire).
- Mises en garde de la Société japonaise d'ophtalmologie (日本眼科学会) et de l'Observatoire astronomique national du Japon (国立天文台) sur la sécurité oculaire lors de l'observation d'une éclipse.
※ Les valeurs de température, d'âge et de masse varient selon les modèles et les méthodes d'observation. Cet article présente des ordres de grandeur généralement cités.
※Cet article est une explication scientifique destinée au grand public. Pour l'observation du Soleil, suivez les instructions fournies avec un équipement spécialement conçu pour l'observation solaire, ainsi que les recommandations des observatoires et des ophtalmologistes. Les valeurs numériques indiquées sont des repères pour comprendre le mécanisme.