La saga du Big Bang
  Naissance, vie et mort des étoiles




Vidéo en 3D, promenade dans la nébueuse-berceau d'étoiles d'orion.

© SDSC / AMNH / Hayden P.



Trou noir : le cadavre d'une étoile massive

© ESA



Les étoiles enrichissent la composition de l'Univers

© Imagine the Universe / Gsfc / Nasa


Le grand cycle de vie et de mort des étoiles anime les galaxies. Des nuages de gaz froid et dense se contractent. Ils s’effondrent en nodosités brillantes, enrobées d’un cocon gazeux : ce sont les toutes premières étoiles de l’Univers ! Elles luisent du feu de la fusion thermonucléaire en leur cœur. Puis, elles meurent. Elles se dilatent ou explosent en gigantesques feux d’artifice. Le fruit de leurs entrailles se disperse : carbone, azote, oxygène, silicium et fer sont si vitaux pour la vie. Et de nouvelles générations d’astres naissent...


Les premiers embryons de galaxies se sont condensés. Autour de cœurs de matière noire, exotique et inconnue, le magma exhalé des forges brûlantes du Big Bang s’est rassemblé. Puis ces nuages d’hydrogène et d’hélium primordiaux se refroidissent. Ils se contractent sous leur propre poids. La gravité fait son œuvre. Les atomes s’associent en molécules. La chaleur piégée au sein des nébuleuses s’évacue. L’avalanche s’instaure. La matière se concentre et se fragmente. Le mouvement cessera lorsque poindront des lueurs éclatantes… Soumis à une compression terrible, le gaz surchauffé s’est embrasé. Il luit du feu de la fusion thermonucléaire. Les premières étoiles de l’Univers sont nées. C’est Broadway et les néons de Manhattan, Piccadilly Circus ou les Champs-Élysées… Les couleurs resplendissent ! Ces soleils primitifs sont de véritables monstres : 100 à 1000 fois plus massifs que notre astre du jour. Ils brûlent leur existence par les deux bouts. Puis, ils explosent en supernovae ou hypernovae cataclysmiques. Ce faisant, les éléments chimiques lourds - synthétisés dans leur foyer nucléaire - ensemencent et fertilisent l’espace autour d’eux. Ces temps immémoriaux remontent à moins d’un milliard d’années après l’aube de l’Univers. Le cosmos avait alors 7 % de son âge actuel, estimé à environ 14 milliards d’années. Depuis, les générations d’étoiles se succèdent inlassablement. Tour à tour, chacune ajoute sa nouvelle ‘pincée’ de noyaux de carbone, azote, oxygène, silicium ou fer à la soupe cosmique. Notre galaxie, la Voie lactée, s’enrichit toujours selon ce mode. En mourant, les étoiles dispersent le précieux fruit de leurs entrailles. Et "nous sommes tous des poussières d’étoiles", disent les chercheurs-poètes.


Une étoile, qu’est-ce que c’est ?
"Une étoile se présente comme un immense globe de gaz chaud", définit Jean-Paul Zahn astronome émérite au Laboratoire de l’Univers et de ses théories à l’observatoire de Paris-Meudon. "Elle se distingue par sa source d’énergie interne : en effet, l’astre tire sa lumière des réactions de fusion thermonucléaire à l’œuvre dans son cœur. Au centre, les conditions sont si infernales que les noyaux d’atomes – surtout de simples protons – se heurtent avec violence. Du coup, des réactions vigoureuses s’amorcent. Le Soleil, comme la majorité des étoiles du cosmos, utilise cette combustion de l’hydrogène. Notre astre du jour fonctionne à la manière d’une gigantesque bombe H autoentretenue, régulée et contrôlée." Le rendement est important : 0,7 % de la masse se transforme ainsi en énergie, selon la fameuse équation de la relativité d’Albert Einstein E=mc2. C’est plus que ce que produisent les centrales nucléaires électriques sur Terre, avec les seuls processus de la fission. À chaque seconde, le Soleil engloutit 600 millions de tonnes d’hydrogène. Ce faisant, il les convertit en hélium et 4 millions de tonnes disparaissent pour être transformées en pure énergie. "Dans sa bonté, mère-nature fabrique une vive puissance à partir de substance inerte. Le taux de change appliqué est avantageux : il équivaut numériquement à un facteur 100 millions de milliards, ou 1017, le carré de la vitesse de la lumière ! "Dans ces conditions, l’annihilation totale d’un gramme de matière - le poids d’une cigarette – assurerait un jour de la consommation et l’activité d’une grande ville", indique l’ancien directeur des observatoires de Nice et Midi-Pyrénées (Toulouse).

En définitive, la structure de l’astre résulte du délicat équilibre qui s’instaure entre deux forces rivales et concurrentes : la pression interne, d’une part, provient de la chaleur dégagée par les réactions nucléaires et elle tend à dilater l’atmosphère de l’objet ; la gravité, d’autre part, est fille de l’attraction universelle et elle agit, au contraire, dans le sens d’une contraction. Au total, le Soleil représente quelque deux milliards de milliards de milliards de tonnes (2.1027 t) de matière ; ou 300 000 fois la masse de la Terre. Au centre, le « moteur » nucléaire fournit l’énergie et entretient la température au niveau de 15 millions de degrés. La pression avoisine alors 200 milliards de fois celle de l’air sur notre planète… Inévitablement, l’excès de chaleur fuit vers l’extérieur. Mais, la matière environnante est si dense et si opaque que, statistiquement, un grain de rayonnement (photon) met un million d’années à s’échapper… Notre étoile brille. Elle dispense une puissance équivalente à 4.1017 gigawatts : la production de 400 millions de milliards de nos pâles centrales nucléaires sur Terre... Or, ce phénomène ferait éclater l’astre s’il n’était soumis à une action exactement opposée : la gravité pèse de tout son poids. Elle comprime les masses de gaz "empilées" autour du noyau. Au final, la surface incandescente du Soleil est portée à 6000 degrés. Partout, à toutes les profondeurs, la stabilité se maintient. Si, par malheur, les réactions du cœur s’emballent, l’atmosphère enfle aussitôt et la pression diminue en conséquence : la situation retourne bien vite à la normale. Notons qu’une mince fraction, 12 % seulement, de la substance du Soleil sera affectée par la fusion. Pour le profane, c’est peu. Mais en fait, les réserves de combustible suffisent pour que l’astre vive à ce rythme pendant 10 milliards d’années. Son âge est estimé à 4,6 milliards d’années. Il se trouve, donc, à peu près au milieu de son existence.

Chaud brasier nucléaire
On est loin des minuscules têtes d’épingles qui apparaissent comme piquées sur le velours noir du ciel. De tous temps, l’éclat des étoiles a impressionné la rétine et l’esprit des peuplades humaines. Les constellations marquent l’imaginaire : Grande Ourse, Cassiopée, Aigle, Carène du Navire, Centaure... Mais on a dû attendre longtemps avant de pouvoir identifier précisément la nature de ces balises et jalons. Rapprocher en pensée notre Soleil des fines étoiles - visibles à l’arrière-plan et la nuit seulement ­ n’a pas été aisé. L’un éclaire nos jours de ses rayons ardents ; les autres se tiennent à la limite de détection de l’œil nu dans l’obscurité. Pourtant, ce contraste reste une simple apparence. "Le Soleil est la plus proche des étoiles", confirme Jean-Paul Zahn. "On le sait depuis le début du XIXe siècle avec les premières mesures de distances." Pêle-mêle : Alpha et Proxima du Centaure, Sirius du Grand Chien, Procyon du Petit Chien ou Altaïr de l’Aigle se sont réparties sur des éloignements compris entre 4 et 15 années-lumière. "Du coup, la comparaison avec l’astre du jour devient possible. Si, par artifice, il reculait jusqu’à ses cousines célestes, son éclat se confondrait, peu ou prou, avec le leur. Un saut est franchi. Le Soleil représente une étoile parmi tant d’autres dans l’Univers."

Pendant longtemps, cependant, on s’est demandé de "quel bois" se chauffe notre astre. Telle une chaudière ou une machine à vapeur de l’ère industrielle, puiserait-il son énergie vitale dans la combustion du charbon ? Assurément, non. Une telle proposition pourrait faire sourire aujourd’hui. Car l’ordre de grandeur n’y est pas du tout. Un peu plus tard, le Britannique William Thomson, sir Kelvin (1824 - 1907), et l’Allemand Hermann Helmholtz (1821 - 1894) suggèreront que la luminosité du Soleil s’expliquerait s’il s’effondrait sur lui-même, par gravité. Au bout du compte, c’est le Français Jean Perrin (1870 - 1942), physicien atomiste, futur lauréat du prix Nobel 1926, fondateur du Palais de la découverte à Paris et du Centre national de la recherche scientifique CNRS, qui pointera du doigt la solution en 1919. En 1920, son collègue sir Arthur Eddington (1882 - 1944) le suit et lance un fameux défi pour trouver la prolifique source d’énergie des étoiles. La réponse flotte dans l’air depuis l’avènement de la relativité d’Einstein (E=mc2) et des premières réactions qui mettent en jeu des noyaux d’atomes. La fusion de l’hydrogène s’impose - puisque le Soleil, à l’instar du reste du cosmos, se compose de 72 % d’hydrogène et de 26 % d’hélium. Ce seront, finalement, le Strasbourgeois émigré aux États-Unis Hans Bethe (1906 - 2005) et l’Allemand Carl von Weiszäcker qui identifieront, en 1939, les processus détaillés. Hans Bethe est devenu, par la suite, l’un des pères de la bombe atomique à Los Alamos (Nouveau-Mexique). Il a reçu le prix Nobel 1967.

Lumière et couleur
Par une belle nuit, dans une obscurité d’encre : le ciel au-dessus de nos têtes recèle jusqu’à 3000 étoiles décelables à l’œil nu. C’est plus que les 1080 astres recensés 150 ans avant notre ère par le Grec Hipparque. Mais, c’est peu devant les centaines de milliards de consœurs du Soleil qu’héberge au total notre Galaxie, la Voie lactée. Les plus jeunes se regroupent par essaims bleutés le long des bras de la spirale de la Galaxie. Leurs homologues, plus âgées, affichent un teint rouge. Elles résident au sein du bulbe central ou dans les amas globulaires qui parcourent le halo autour du disque de notre univers-île. De prime abord, les étoiles du cosmos se caractérisent par trois paramètres simples : luminosité, couleur et position. Le premier se déduit de l’éclat apparent (ou magnitude) et de la distance. La couleur, elle, correspond à la température externe de l’astre. La supergéante rouge Bételgeuse d’Orion affiche ainsi 3000 degrés. Tandis que la naine jaune Soleil frise 6000 degrés et la belle bleue Spica, l’Épi de la Vierge, 24 000 degrés.

Cependant, il existe une autre grandeur que les astronomes aiment connaître : la masse de l’astre. C’est-à-dire, la quantité de matière qu’il renferme. Cette propriété s’avère assez délicate à évaluer. Mais, elle se révèle plus favorablement lorsque l’étoile est liée - en orbite autour d’une compagne. On parle alors « d’étoile double » ou de « système binaire ». Ce cas est plus fréquent qu’on ne croit. En fait, plus de la moitié des étoiles vivraient ainsi en couples ou en groupes. Elles affectionnent la société… Sous l’influence de la gravité, les deux objets considérés tournent l’un autour de l’autre comme dans une ronde. Les lois du mouvement sont bien connues : elles ont été énoncées dès le début du XVIIe siècle par l’astronome allemand Johannes Kepler (1571 - 1630), puis interprétées par le Britannique Isaac Newton (1642 - 1727). On en déduit la valeur de la masse de chacun des corps impliqués. "Ceci donne une idée de la quantité de combustible disponible au sein de l’étoile", explique Jean-Paul Zahn. "La luminosité, elle, représente le débit d’énergie. Autrement dit, le rythme auquel les réserves de carburant sont dépensées. Au final, le rapport des deux entités exprime la durée de vie. On commence à aborder ici la physique en jeu. Par exemple, on s’est ainsi aperçu que les étoiles les plus massives évoluent très rapidement. Elles brillent quelques millions d’années, seulement, avant d’exploser. Des milliers de ces astres naissent actuellement à 1500 années-lumière de distance dans la nébuleuse d’Orion, l’un des berceaux privilégiés de la Galaxie."

Télescope story
Pour en apprendre davantage à propos de leurs favorites, les astronomes ont aussi dû apprendre à exploiter au maximum les messagers naturels qu’elles leur adressent. Et, en premier lieu : la lumière. Fini les observations à l’œil nu, les évaluations imprécises de couleurs ou de magnitudes. Ce travail est, désormais, effectué de manière automatique - à distance, sans se déplacer - avec des instruments programmés, pilotés et contrôlés par ordinateur. Les scientifiques disposent d’une palette de détecteurs ultrasophistiqués qui décryptent le rayonnement reçu. Cela passe par la collecte des maigres rayons lumineux issus des étoiles. Ici, le principe consiste à utiliser la plus grande surface possible afin de recueillir les photons. De l’œil humain à la lunette de Galilée en 1609, puis du télescope d’Isaac Newton en 1669 aux géants contemporains : tous ont exploité une « pupille » d’entrée de plus en plus large. Le Keck Télescope d’Hawaï et le Very Large Telescope européen du Chili sont équipés de deux, respectivement quatre, miroirs de 10 ou 8 mètres de diamètre. Une puissance unique. Elle est épaulée dans l’espace par le télescope Hubble et les satellites sensibles aux rayons X Axaf-Chandra ou XMM-Newton. Ces derniers ont fourni récemment des images saisissantes des jeunes étoiles de la nursery d’Orion.

Une fois capté, le précieux rayonnement doit ensuite être analysé avec soin. Là encore, il existe une large gamme de dispositifs, de systèmes optimisés et intelligents. "Le spectrographe disperse la lumière en fonction des couleurs qui la composent à la manière d’un prisme", souligne Jean-Paul Zahn. "On obtient, en sortie, une sorte d’empreinte. La carte d’identité ­ infalsifiable - de l’astre visé. On en déduit sa composition. Le Soleil est ainsi constitué de 72 % d’hydrogène, 26 % d’hélium et 2 % d’éléments chimiques lourds dont les métaux. Avec cette méthode, même les éléments les plus rares, à l’état de traces, apparaissent. La mesure révèle la température et les mouvements violents dans l’atmosphère de l’étoile. Au final, les objets sont classés en diverses catégories selon leurs caractéristiques. Les valeurs effectives trouvées pour les masses s’étalent de 2 % à cent fois celle du Soleil. Les luminosités vont de 1 % à 100 000 fois l’éclat de notre étoile. Les températures s’échelonnent de 2000 à 100 000 degrés. Et les dimensions se répartissent de 10 % à 1000 fois celles de l’astre du jour." Le bestiaire est vaste et varié.

Les étoiles cachent leur âge
Ici, une petite difficulté supplémentaire survient. Car les étoiles, coquettes, montrent difficilement leur âge. Il n’est pas aisé d’apprécier leur degré d’évolution. Pendant longtemps, seul le Soleil a fait l’objet d’une datation précise grâce à la désintégration radioactive de l’uranium en plomb (un chronomètre naturel). Les mesures effectuées sur la météorite d’Allende, tombée en 1969 au Mexique, indiquent que les minéraux y ont cristallisé il y a 4,566 milliards d’années, à plus ou moins 2 millions d’années près. C’est désormais la référence pour le Système solaire. Mais qu’en est-il des autres astres ? Il faut noter l’exception de l’étoile primitive immatriculée CS 31082-001 dans notre Galaxie. Grâce à des déterminations d’abondance de l’uranium obtenues avec le Very Large Telescope européen du Chili, l’équipe de Roger Cayrel, à l’observatoire de Paris, est parvenue à lui attribuer un âge de 12,5 milliards d’années. Prouesse. Mais dans la majorité des cas, il faut renoncer à dater les étoiles individuelles ou isolées. Cependant, une méthode statistique permet d’accéder à l’âge collectif d’un amas d’étoiles, toutes nées ensembles. La méthode est due au Danois Ejnar Hertzsprung (1873 - 1967) et à l’Américain Henry Russell (1877 - 1957). Ils l’ont élaborée en 1911 et 1913. On trace un diagramme qui représente la luminosité et la couleur (ou la température). On s’aperçoit alors qu’il existe des zones caractéristiques des naines, géantes ou supergéantes. L’analyse livre, ensuite, l’âge commun de la population ainsi que les luminosités absolue et la distance.

Naissance, formation et évolution : une odyssée
Il devient maintenant possible de suivre le sort de ces astres étincelants. Depuis leur naissance jusqu’à leur mort, on peut décrire pas à pas les grandes lignes de leur histoire. "Des étoiles se forment en ce moment même dans notre Galaxie et les autres de l’Univers", explique le chercheur théoricien. "Le phénomène peut être observé à l’aide des radiotélescopes qui percent à travers les nuages denses de gaz de molécules et de poussières. Ce sont les sites privilégiés de condensation des étoiles." Soumises à des instabilités, les masses gazeuses s’effondrent. Elles se contractent et, à l’intérieur, des fragments de matière se compriment. Ils s’échauffent. Leurs dimensions s’amenuisent. La température, au centre, s’élève jusqu’au seuil fatidique où les réactions de fusion thermonucléaire s’enclenchent. L’étoile est alors mature. Après s’être débarrassée de ses langes vaporeux, elle continuera à vivre sur ce mode pendant l’essentiel de son existence.

Les étapes de la vie stellaire
Près de 90 % des étoiles du cosmos brillent ainsi en brûlant leur hydrogène. À ce titre, le Soleil incarne une naine jaune moyenne. On dit qu’il évolue sur la séquence principale du diagramme de luminosité et de température tracé, il y a près d’un siècle, par Hertzsprung et Russell. Mais, question : que se passe-t-il lorsque, finalement, l’hydrogène vient à manquer au centre ? "Le carburant s’épuise et une nouvelle phase d’évolution s’enclenche", répond Jean-Paul Zahn. "Les réactions de fusion s’éteignent. Une autre étape s’amorce, où le cœur se contracte et l’atmosphère se dilate. En parallèle, la combustion de l’hydrogène se poursuit dans une mince coquille autour du noyau. L’étoile devient une géante rouge semblable à Aldébaran du Taureau ou Arcturus du Bouvier. La température du noyau remonte alors jusqu’à 100 millions de degrés. Et la réaction suivante démarre : la fusion de l’hélium en carbone et oxygène, commence par un flash violent." Puis, elle s’assagit et se poursuit. Notre astre du jour passera par là dans 5 milliards d’années environ. Ses dimensions seront alors multipliées par 100. Son atmosphère engloutira la planète Mercure !.. Sur Terre, l’astre remplira un tiers du ciel visible et la chaleur décimera toute vie. Mais l’homme a bien le temps de se préparer à ce spectacle grandiose ! Car l’étoile, devenue instable et variable, soufflera alors littéralement son atmosphère dans l’espace. C’est le stade dit de la nébuleuse planétaire. De somptueux exemples le préfigurent dans le ciel : l’anneau de la Lyre, la Rosette de la Licorne ou Hélix du Verseau. Au centre, subsiste le cœur incandescent de l’astre défunt. Grande comme une Terre, cette naine blanche étincelante repose sur un curieux état quantique de la matière, caractérisé par son énorme de densité : de l’ordre d’une tonne par centimètre-cube. Une cuillérée à café d’une telle substance pèserait autant… qu’une voiture sur Terre ! Il existe, cependant, une limite. En 1930, l’Indo-américain Subrahmanyan Chandrasekhar (1910 - 1995), futur prix Nobel 1983, a calculé qu’au-delà de 1,44 fois la masse du Soleil, l’objet compact sera inéluctablement conduit à s’effondrer sous l’effet son propre poids. Le résidu du Soleil, lui, restera bien en deçà. La naine blanche résultante luira pendant des milliards d’années avant de s’éteindre… en naine noire.

Explosion catastrophe
Ce qui précède vaut pour des étoiles moyennes de masse comprise entre 0,5 et 8 fois celle du Soleil. Elles achèveront, donc, leur existence en belle nébuleuse planétaire irisée, illuminée par le rayonnement de la brûlante naine blanche, au centre. Ceci illustre le phénomène de perte de matière : il emporte l’atmosphère de l’astre à l’agonie, en fin de vie, sous forme de vents vers l’espace. Les objets de moins d’une demi-masse solaire, eux, ne connaîtrons pas cette phase. Ils déclineront en simple naine blanche enrichie en hélium. Mais, qu’advient-il au juste des étoiles trapues et conséquentes, de plus de 8 masses solaires ? Meurent-elles de la même façon que leurs frêles congénères lorsque le carburant vient à s’amenuiser au cœur ? Assurément, non. "L’issue devient beaucoup plus dramatique et spectaculaire", avertit Jean-Paul Zahn. "D’abord, la combustion des éléments chimiques se poursuit par étapes jusqu’à synthétiser le silicium et le fer. L’astre présente alors une structure en pelure d’oignon, avec le fer au centre, surmonté d’éléments de plus en plus légers, jusqu’à l’hélium et l’hydrogène dans l’atmosphère." Or, le fer est l’élément le plus stable de la nature. Ses 26 protons et 30 neutrons sont très fortement liés. Engendrer des noyaux plus gros et complexes, tels que le plomb ou l’uranium, consommerait de l’énergie au lieu d’en dégager. La fusion s’arrête, donc, à ce stade… et le moteur de l’étoile flanche. Son cœur s’effondre à nouveau. "Une fulgurante explosion de supernova s’en suit. Pendant quelques jours, elle brillera davantage que la galaxie qui l’héberge. Parfois, elle rayonnera autant que des milliards de soleils… En 1987, une telle catastrophe est apparue à 170 000 années-lumière de distance dans le Grand nuage de Magellan, une galaxie naine satellite de la nôtre. Depuis lors, on en détecte couramment et, même, jusqu’aux confins du cosmos. La Voie lactée, quant à elle, n’en produit guère qu’une ou deux par siècle en moyenne." Reste à déterminer le déroulement exact des événements et la nature du résidu dense qui subsiste au centre…

Étoile à neutrons…
La population de la Galaxie apparaît dominée par les naines blanches ou jaunes, sosies du Soleil ainsi que les naines rouges, beaucoup plus nombreuses et moins massives. Ce gros des troupes est voué à une mort douce. Les étoiles massives et chaudes, de leur côté, telles l’Épi de la Vierge, évoluent rapidement afin de devenir des géantes bleues comme Rigel d’Orion. Ensuite, la fabrication des éléments chimiques lourds jusqu’au fer s’opère pendant la phase de supergéante rouge, personnifiée par Bételgeuse, également dans la région d’Orion. Et finalement resplendira le feu d’artifice cataclysmique de la supernova. Cependant, on l’a vu, ceci ne saurait aboutir à la création d’une simple naine blanche comme dans le cas des étoiles moins consistantes. Car le résidu compact dépasserait alors la limite infranchissable de Chandrasekhar, 1,44 masse solaire, et il s’effondrerait sous l’effet de son propre poids. D’où la question : quel type de vestiges peuvent engendrer les astres les plus conséquents ? Quels cadavres ramassés laissent-ils derrière eux ? Quel est leur sort ultime ? "Deux possibilités se dessinent ici", poursuit Jean-Paul Zahn. "Pour un astre né avec une masse initiale comprise entre 8 et 25 fois celle du Soleil, on atteint un nouvel état de la matière extrêmement comprimé et contraint. La pression a écrasé le cœur de l’astre disparu. Du coup, les électrons ont pénétré les protons et les ont convertis en neutrons. Il se forme ainsi une étoile à neutrons de typiquement 10 kilomètres de diamètre. Elle présente une densité inouïe ­ un milliard de tonnes par centimètre-cube. Une cuillérée à café de sa substance pèserait autant qu’une montagne sur Terre." De tels objets, extrêmes, existent bel et bien. Le pulsar (pulsating star) de la nébuleuse du Crabe M 1 en est un bon exemple. Il correspond au vestige de la supernova historique observée, par les Chinois, en 1054 dans la constellation du Taureau.

… ou trou noir ?
Le comportement de la matière au sein de telles étoiles à neutrons reste bien mystérieux. Cependant, comme pour la naine blanche, les spécialistes sont convaincus qu’il existe une masse limite, aux alentours de trois fois celle du Soleil. Ceci correspond pour l’étoile d’origine - juste après sa naissance, bien avant le bouquet final - à un poids lourd de 20 ou 30 masses solaires. En deçà du seuil, la pression exercée par les neutrons - serrés les uns contre les autres, dans une mer indistincte - parvient à résister au poids de l’astre. Il est stable. Mais, au-delà, c’est le point de non retour. Gravité et attraction imposent leur domination. C’est l’effondrement. Inéluctable et infernal. Un trou noir apparaît. Une portion d’espace et de temps se détache du reste de l’Univers et se referme sur elle-même. L’entité insolite formée est telle que rien ne s’en échappe. Ni matière, ni lumière. Notre Galaxie recèlerait des centaines de millions de ces astres obscurs. Foule silencieuse. Selon les calculs, des milliers de gouffres sombres seraient ainsi liés, par gravité, à une étoile normale. Leur présence occasionne de violents transferts de matière au sein de systèmes binaires serrés. Ils se trahissent, indirectement, par leurs émissions d’énergie. Les couples célestes connus pour bien répondre à cette description sont : Cygnus X-1, V404 Cygni et le microquasar GRS 1915+105 de l’Aigle.

Le cycle cosmique de la matière, astrochimie
Le voyage a commencé au sein de nuages de gaz qui se condensent en générations d’étoiles successives. Puis, celles-ci meurent. Elles rejettent - dans l’espace qui les a vues naître - les éléments synthétisés dans leur ardent foyer. Des noyaux atomiques de plus en plus lourds, élaborés et sophistiqués se constituent. Partout, le cosmos évolue vers la complexité. Ca et là, des creusets s’allument. Les conditions sont réunies pour que s’initient les réactions qui mènent aux molécules. Puis, aux cellules. Voire, aux neurones de l’intelligence… Au cœur du processus : les étoiles ! Massives, elles explosent et multiplient leur luminosité par un million. Le cycle de naissance, vie et mort des étoiles prend un sens profond. De nouveaux éléments s’insèrent dans la gestation de jeunes astres et, peut-être, de planètes propices à l’apparition de la vie… Ainsi, les étoiles qui ont précédé la formation du Système solaire ont produit le carbone des molécules du vivant sur Terre. Elles ont forgé l’azote et l’oxygène de l’air que nous respirons. Certaines ont créé le silicium des minéraux et des roches de notre planète. Enfin, des supernovae particulières - dues aux relations fantasques entre une naine blanche et une compagne - ont expulsé le fer de l’hémoglobine du sang qui irrigue nos veines ! La mythologie le disait : nos civilisations plongent leurs racines dans le cosmos. C’est si vrai que les étoiles jouent le rôle d’usines chargées d’enrichir la substance intime de l’Univers. Paradoxe : les explosions en supernovae d’étoiles massives détruisent les noyaux de fer fabriqués juste auparavant dans le cœur… Mais en contrepartie, elles relancent de plus belle l’alchimie nucléaire dans l’enveloppe de l’étoile déchiquetée. Des captures de neutrons y produisent alors une ribambelle d’entités difficiles à obtenir : cuivre, zinc, plomb, platine, or et uranium. Nous y sommes. Le cosmos a revêtu ses habits de magicien-joaillier-métallurgiste. L’origine de tous ses constituants s’explique. C’est un tour de force de l’esprit humain. Il a valu, entre autres, son prix Nobel à William Fowler du laboratoire Kellogg, au California Institute of Technology. Et tous les écoliers du monde apprennent que chaque atome de leur corps est une précieuse "poussière d’étoile".


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Pour en savoir plus :

Un peu plus près des étoiles
Article du Journal du CNRS, mars 2008

Renversement dans le monde des étoiles : le champ magnétique de tau Bootis bascule ! - Communiqué de presse CNRS / INSU du 12 février 2008

Le champ magnétique tisse son lien entre la bébé-étoile et son disque d'accrétion
Actualité INSU du 20 septembre 2007

Le disque autour des étoiles chaudes actives tourne bien comme les planètes autour du Soleil !
Communiqué de presse CNRS / INSU du 3 juillet 2006

Un mystérieux émetteur cosmique de rayons X révèle sa nature magnétique
Communiqué de presse CNRS du 6 juin 2006

Première détection du champ magnétique au cœur du disque d'accrétion d'une protoétoile
Communiqué de presse INSU / CNRS du 24 novembre 2005

Coup d'oeil sur la zone de formation des planètes autour d'une jeune étoile
Communiqué de presse INSU / CNRS du 24 novembre 2005

Où naissent les étoiles massives ?
Communiqué de presse INSU / CNRS du 8 novembre 2005

La détection de carbonates extra-solaires n'implique plus nécessairement la présence d'eau liquide
Communiqué de presse INSU / CNRS du 26 octobre 2005

Le téléscope français TAROT observe l'explosion des premières étoiles de l'Univers
Communiqué de presse INSU / CNRS du 12 septembre 2005

Un disque protoplanétaire qui ne tourne pas rond
Communiqué de presse CNRS du 11 juillet 2005

Des hydrocarbures dans la crinière de la Tête de Cheval
Communiqué de presse CNRS du 21 février 2005

De l'antigel dans la comète Hale-Bopp
Communiqué de presse CNRS du 24 mars 2004