Astronomie

IMAGE : Une image dans les rayons X des jets de matière et d'antimatière qui s'éloignent de l'étoile à neutron au centre de la nébuleuse du Crabe. Cette image a été prise en 2002 par le satellite Chandra. L'anneau central a un diamètre d'environ une année-lumière. Crédit : NASA/CXC/ASU/J. Hester et al.

Le résidu central d'une explosion de supernova a toutes les chances d'avoir une masse supérieure à la limite de Chandrasekhar et de ne pas pouvoir donner naissance à une naine blanche. C'est donc un nouveau type d'objet qui fait son apparition : une étoile à neutrons.

En effet, pour une étoile suffisamment massive, le scénario final est différent de celui qui conduit aux naines blanches. Le seuil de masse initiale de l'étoile, c'est-à-dire avant les pertes de matière par vents stellaires, est estimé à huit masses solaires. Dans ce cas, lors de l'effondrement, l'énergie des électrons est suffisante pour que de nouvelles réactions se produisent, dans lesquelles électrons et protons se combinent pour produire des neutrons. Très rapidement, la matière de l'étoile est donc entièrement transformée en neutrons. En même temps, le nombre d'électrons chute rapidement, ce qui entraîne une diminution de la pression de dégénérescence. La gravité se retrouve alors sans obstacle et l'astre s'effondre sur lui-même.

Le processus s'arrête lorsque la matière atteint des densités similaires à celles des noyaux atomiques. Apparaît alors une nouvelle force, la pression de dégénérescence des neutrons, qui est en mesure de stabiliser l'étoile. Cette pression est de nature similaire à celle que produisent les électrons. Elle entre en jeu lorsque les neutrons sont comprimés les uns contre les autres et commencent à être fortement agités du fait du principe d'incertitude. Elle est beaucoup plus puissante que sa cousine électronique, ce qui explique qu'elle peut résister à la gravité d'une étoile massive.

On obtient alors un nouveau type de corps, beaucoup plus petit et dense qu'une naine blanche : une étoile à neutrons. Alors que le diamètre typique d'une naine blanche est de 10 000 kilomètres, une étoile à neutrons a une taille de l'ordre de quelques dizaines de kilomètres. Un diamètre 1000 fois plus petit signifie, à masse égale, une concentration de matière un milliard de fois plus forte. La densité moyenne d'une étoile à neutrons est ainsi d'un million de milliards de fois celle de l'eau. Un centimètre cube de sa matière a une masse de 1000 millions de tonnes.

A ces densités extraordinaires, la matière n'a plus grand rapport avec celle que nous pouvons observer sur Terre. Il est néanmoins possible de recourir à la physique théorique pour étudier les étoiles à neutrons. Il a ainsi été possible de déterminer la structure interne d'un tel corps. En plongeant vers l'intérieur, l'on rencontre d'abord une croûte cristalline formée de noyaux atomiques, en particulier de noyaux de fer-56. Ensuite viennent les neutrons et les protons à l'état libre, d'abord sous forme liquide puis, plus profondément, à l'état solide. Enfin apparaît le noyau, dans lequel protons et neutrons n'existent plus, mais sont dissociés en leurs constituants intimes, les quarks. Tout cela est évidemment très spéculatif et le restera probablement pour longtemps.

IMAGE : Le couple stellaire Sirius A et B à 8,6 années-lumière de la Terre, observé dans les rayons X par le satellite Chandra. Sur cette image, c'est Sirius B qui est l'objet le plus brillant car sa surface, chauffée à une température de 25 000 degrés, émet énormément de rayons X. L'autre point est Sirius A, l'étoile la plus brillante du ciel en lumière visible, mais pratiquement inexistante dans cette longueur d'onde (elle n'apparaît ici qu'à cause de son rayonnement ultraviolet qui n'est pas complètement filtré par Chandra). La structure en forme d'étoile est un effet d'optique dû au télescope. Crédit : NASA/SAO/CXC

Après ce petit détour théorique, voyons comment le principe d'incertitude intervient dans l'évolution stellaire. Revenons donc à notre étoile en fin de vie. Son noyau vient de s'éteindre et est essentiellement formé de carbone et d'oxygène. Du fait qu'il ne se produit plus de réaction nucléaire, la pression interne qui stabilisait jusque là l'étoile perd en puissance et n'est plus en mesure d'accomplir sa tache. L'étoile commence à s'effondrer sous son propre poids, sa taille diminue et sa densité se met à augmenter fortement.

Arrive un moment où la densité est tellement forte que le principe d'incertitude entre en jeu. Du fait de la compression de la matière, chaque électron est confiné dans un espace minuscule et sa position est en conséquence très bien définie. Mais, d'après la mécanique quantique, le prix à payer est une grande incertitude sur la vitesse de la particule, ce qui n'est possible que si cette vitesse est elle-même grande. Les électrons sont donc animés de mouvements très rapides et leur agitation donne naissance à un nouveau type de force de pression, d'origine purement quantique, appelée la pression de dégénérescence. Celle-ci s'oppose à l'effondrement de l'étoile et rétablit l'équilibre avec la force de gravité. L'étoile est devenue une naine blanche.

Du fait de la forte compression de la matière, les naines blanches sont bien plus petites et denses que les étoiles normales. Leur diamètre moyen est de l'ordre de 10 000 kilomètres, soit une taille similaire à celle de la Terre, mais avec la masse du Soleil. La densité atteint des valeurs phénoménales d'environ une tonne par centimètre cube de matière. Une cuillerée à soupe de la matière d'une naine blanche pèse ainsi plusieurs tonnes. La petite taille est également responsable d'une luminosité très faible. C'est la raison pour laquelle les naines blanches forment un groupe à part dans le diagramme de Hertzsprung-Russel, sous la séquence principale.

Les naines blanches étant peu lumineuses, elles sont très difficiles à détecter, sauf lorsqu'elles se trouvent dans le voisinage du Soleil. En 1844, l'astronome allemand Friedrich Bessel se rendit compte que l'étoile la plus brillante du ciel nocturne, Sirius, n'était pas parfaitement fixe dans le ciel, mais oscillait légèrement. Il attribua cet effet à la présence d'une autre étoile, peu lumineuse, dont l'attraction gravitationnelle influençait le mouvement de Sirius. Mais il fallut attendre 1862 pour que l'Américain Alvan Clark, avec de meilleurs moyens d'observation, puisse prendre une image de ce compagnon, Sirius B, la première naine blanche à être observée. Depuis, environ 500 astres de ce type ont été détectés. Ce qui n'est rien comparé au nombre total dans la Galaxie, estimé à une dizaine de milliards.

Fin d'une naine blanche

Une fois notre étoile devenue une naine blanche, sa vie ne sera plus marquée que par quelques changements mineurs. Puisque l'astre n'a plus de source d'énergie, sa température et sa luminosité baissent. Sa couleur passe du blanc au rouge, puis, après quelques milliards d'années, elle n'émet plus que très faiblement dans le domaine visible. Elle devient alors une naine noire. La structure interne change également avec le temps. Après l'effondrement, les particules sont très énergétiques, les ions de carbone et d'oxygène peuvent se mouvoir librement. Mais avec la baisse de la température, ces ions perdent leur liberté et s'arrangent pour former un réseau cristallin. Les électrons, quant à eux, continuent de se déplacer librement à des vitesses proches de celle de la lumière. Enfin, la taille de l'étoile, elle, ne change plus car la pression de dégénérescence est indépendante de la température et peut donc soutenir l'astre pour toujours.

Toutes les naines blanches n'ont pas les mêmes dimensions. Plus elles sont massives, plus la pression et la densité requises pour résister à la gravité sont grandes, donc plus leur taille est réduite. Mais la pression de dégénérescence des électrons ne peut pas supporter une masse arbitrairement grande. L'astrophysicien indien Subrahmanyan Chandrasekhar, en étudiant ces étoiles sur le plan théorique dans les années 1930, mit en évidence qu'elles n'étaient capables de résister à l'effondrement que si leur masse était inférieure à 1,4 fois celle du Soleil. En tenant compte des pertes de matière par vent stellaire, cela signifie qu'une étoile de la séquence principale ne peut atteindre le stade de naine blanche que si sa masse est inférieure à environ huit fois celle du Soleil. Nous verrons plus loin ce qui se produit au-dessus de cette limite.

IMAGE : Le trou noir présumé Cygnus X-1 observé en 2002 dans les rayons X par le satellite européen Integral. Cygnus X-1 semble très isolé sur cette image car les étoiles proches sont toutes normales et n'émettent pas dans ce domaine de longueur d'onde. Cygnus X-1 n'est pas un corps isolé mais fait partie d'un système double avec une supergéante bleue appelée HDE 226868. C'est le gaz arraché de cette supergéante qui émet des rayons X en allant se perdre dans le trou noir. Crédit : ESA/JEM-X/ECF

La vitesse de libération de la Terre est définie comme la vitesse initiale qu'un corps doit posséder afin de pouvoir échapper à l'attraction gravitationnelle de notre planète. Elle est d'environ 11 kilomètres par seconde. Ainsi, pour envoyer une sonde vers une autre planète, il est nécessaire de la lancer au moins avec cette vitesse. Sinon, l'engin ne peut pas s'échapper, soit il retombe sur Terre, soit il se retrouve en orbite autour de notre planète tel un satellite. On peut de la même façon définir une vitesse de libération pour n'importe quel corps céleste, en particulier une étoile. Par exemple, pour le Soleil, elle est de 620 kilomètres par seconde.

Comme nous l'avons vu, lorsqu'une étoile massive arrive en fin de vie, elle s'effondre sur elle-même. La gravité à sa surface augmente alors fortement et il est de plus en plus difficile de lui échapper. La vitesse de libération de l'étoile devient donc de plus en plus grande. Mais cela continue-t-il indéfiniment ? C'est là le problème que Pierre Simon de Laplace fut le premier à considérer, à la fin du XVIIIe siècle. Que se passe-t-il si la vitesse de libération d'un corps est si grande qu'elle atteint celle de la lumière ?

La fin des étoiles les plus massives

Pour l'astronomie moderne, un tel corps n'est plus du domaine de la spéculation, mais de celui de la réalité. Nous avons vu que les naines blanches ont une masse nécessairement inférieure à 1,4 fois celle du Soleil. De la même façon, les étoiles à neutrons ne peuvent pas être constituées d'une quantité arbitraire de matière. La pression de dégénérescence des neutrons n'est capable de supporter qu'un corps de moins de trois masses solaires. Or, il n'y a pas de raison qu'un résidu stellaire ne puisse dépasser cette limite. L'étude des différents processus de perte de matière montre qu'une étoile de masse supérieure à 40 fois celle du Soleil conduit, après l'explosion finale, à un résidu dont la masse est supérieure à cette limite.

Dans ce cas, lors de l'effondrement final, les neutrons sont incapables de résister à la force de gravitation. Le résidu ne s'arrête pas au stade d'étoile à neutrons mais continue de s'effondrer. Lorsque sa taille atteint la vingtaine de kilomètres, la densité et la gravité de l'étoile atteignent des valeurs si grandes que la vitesse de libération atteint effectivement celle de la lumière.

Evidemment, dans ces conditions extrêmes, la physique de Newton ne donne pas de résultats fiables. Il faut faire appel à la relativité générale pour décrire l'astre qui se forme. La théorie d'Einstein montre alors que la déformation de l'espace-temps autour du résidu est telle que rien, pas même la lumière, ne peut plus s'échapper. L'étoile est désormais impossible à observer, elle ne se manifeste plus que par d'intenses perturbations de l'espace-temps dans son voisinage. L'étoile est devenue un trou noir.

La disparition se produit au moment où le rayon de l'étoile atteint une valeur critique, le rayon de Schwarzschild, qui est fonction de la masse de l'étoile. Ce rayon définit en quelque sorte la surface du trou noir. Il correspond à la distance à laquelle la lumière n'est plus capable de s'échapper et où la communication avec notre univers devient impossible. Le résidu stellaire quant à lui, une fois le rayon de Schwarzschild dépassé, continue à se contracter jusqu'à finalement atteindre un état de densité infinie, une singularité, où l'espace et le temps sont infiniment distordus.

IMAGE : Un échantillon de quasars vivant dans des environnements très différents, certains dans des galaxies isolées, certains dans des galaxies en collision. Crédit : NASA/STScI

Vers le début des années 1960, les astronomes qui s'intéressaient aux corps célestes émettant des ondes radio découvrirent des sources très puissantes dont les propriétés allaient se révéler très étranges. En cherchant une contrepartie visible à ces sources radio, ils s'aperçurent que ces objets apparaissaient ponctuels, ce qui suggérait qu'il puisse simplement s'agir d'étoiles. Cependant les étoiles n'émettent pas en général d'ondes radio et ces objets devaient donc être de nature différente. En attendant de pouvoir comprendre leur nature, les astronomes baptisèrent ces objets du nom de quasar, contraction de quasi-stellar ou quasi-stellaire.

Une surprise encore plus grande attendait les astrophysiciens qui effectuèrent les premières analyses spectrales de ces objets. En effet, leur spectre contenait des raies d'émission très nettes qui ne correspondaient à aucun élément chimique connu et qui faisaient encore plus douter d'une possible nature stellaire.

L'explication de ce mystère fut apportée en 1963, par le Hollandais Maarten Schmidt qui comprit l'origine ce ces raies en étudiant le quasar 3C273. Pour lui, les quasars étaient des objets extrêmement lointains dont le spectre était par conséquent fortement décalé vers le rouge. Les raies brillantes étaient les raies de l'hydrogène, habituellement dans l'ultraviolet, mais dans ce cas simplement décalées vers la partie visible du spectre électromagnétique.

Les quasars étaient donc les objets les plus lointains et les plus jeunes jamais observés. Les premiers quasars identifiés présentaient un décalage relatif vers le rouge de l'ordre de 0,1 mais avec le temps on en découvrit de plus en plus éloignés. Le record actuel est détenu par un quasar ayant un décalage vers le rouge de 5,8 qui se trouve à environ 13 milliards d'années-lumière. Le nombre de quasars identifiés s'élève de nos jours à plus de 20 000.

Caractéristiques

Si les quasars, malgré leur éloignement, apparaissent comme des émetteurs puissants, cela ne peut signifier qu'une chose : leur luminosité intrinsèque doit être extraordinaire. En connaissant l'éclat apparent et la distance, déduite du décalage vers le rouge, il est facile de calculer leur luminosité intrinsèque. Il apparaît alors qu'un quasar typique produit une quantité monstrueuse d'énergie et brille autant qu'un millier de galaxies ordinaires.

Une deuxième caractéristique des quasars est leur extraordinaire variabilité. En effet, leur luminosité peut varier nettement en des temps aussi courts qu'un jour, voire quelques heures. Tout comme pour les galaxies de Seyfert, cette variabilité nous renseigne sur la taille de la région centrale d'où provient le rayonnement. Pour les quasars, cette région doit être encore plus minuscule, à peine quelques dizaines de fois la taille du système solaire.

Dans notre quête de la compréhension des galaxies actives, citons encore deux autres propriétés. D'abord le fait qu'il existe deux types de quasars qui se distinguent par leur comportement dans le domaine radio. Ainsi, 90 pour cent des quasars n'émettent aucun rayonnement dans ce domaine, comme les galaxies de Seyfert, alors que les 10 pour cent restant sont de puissants émetteurs radio, comme les radiogalaxies. La deuxième propriété est la nature non thermique du rayonnement : la lumière d'un quasar ne suit pas la loi de Planck pour les corps noirs, ce qui est un indice supplémentaire pour éliminer le rayonnement stellaire comme possible source d'énergie.

IMAGE: La galaxie spirale barrée Messier 83, située à 15 millions d'années-lumière (constellation de l'Hydre). Crédit : ESO/VLT

De tous les types, les galaxies spirales sont probablement les plus magnifiques. L'origine de la structure spirale reste encore de nos jours un grand sujet d'étude. La première tentative d'explication consistait à dire que la forme spirale était due à la rotation différentielle de la galaxie. Ainsi, les parties internes tournaient plus vite que les parties externes, et la structure spirale apparaissait tout naturellement avec le temps. Malheureusement pour cette hypothèse, les bras auraient fini par s'enrouler sur eux-mêmes tout en s'étirant. De cette façon, ils auraient rempli toute la galaxie en un temps de l'ordre du milliard d'années, ce qui est incompatible avec les observations actuelles.

Depuis, d'autres théories ont fait leur apparition. La première est celle des ondes de densité, développée par Bertil Lindblad. Nous savons qu'une onde sonore correspond à des variations périodiques de la pression d'un gaz. De façon similaire, les ondes de densité consistent en des variations de la densité de matière. Dans cette vision des choses, les bras spiraux ne sont pas liés à des étoiles données, ce sont simplement des régions où la matière est temporairement concentrée. Ainsi, les bras peuvent se déplacer en bloc, indépendamment de la matière, ce qui explique que leur forme ne change pas avec le temps. Comme la densité de matière est élevée dans les bras, le gaz s'y trouve comprimé, ce qui provoque l'effondrement de nuages moléculaires et la formation d'étoiles massives et brillantes. Au contraire, entre les bras, se trouvent des régions de faible densité, sans étoiles massives, qui sont donc beaucoup moins visibles. Cette théorie explique l'existence de bras spiraux, mais elle présente deux difficultés. D'abord, elle n'explique pas le phénomène qui donne naissance aux ondes de densité, ensuite, elle n'explique pas comment les ondes de densité sont entretenues alors qu'elles devraient avoir tendance à se dissiper au bout de quelques millions d'années.

Une deuxième théorie est celle de l'autopropagation de la formation d'étoiles. Les étoiles massives achèvent leur existence par de formidables explosions qui peuvent déclencher l'effondrement de nuages moléculaires et donc la formation de nouvelles étoiles massives. Si les premières étoiles sont alignées le long d'un bras spiral, les nuages moléculaires qui s'effondrent et les nouvelles étoiles formées le sont également. Plus tard, ces dernières exploseront à leur tour et donneront naissance à une nouvelle série, toujours dans le même bras. De cette façon, la forme du bras spiral se conserve de génération en génération d'étoiles. Évidemment, cela n'explique pas l'origine première de la forme spirale, mais il ne s'agit pas d'un problème trop sérieux. En effet, les premières étoiles peuvent très bien apparaître lors de collisions aléatoires entre nuages moléculaires et la forme spirale naître par suite de la rotation différentielle de la galaxie.

Laquelle des deux théories est la bonne ? Il semble en fait que les deux mécanismes existent et qu'ils donnent lieu à des types différents de spirales. Les ondes de densité sont probablement en jeu dans les galaxies possédant des bras spiraux fins, nets et clairement définis. C'est en particulier le cas dans les spirales qui possèdent une barre centrale capable d'entretenir le phénomène ou dans celles qui ont subi des interactions gravitationnelles avec d'autres galaxies. L'autopropagation de la formation d'étoiles serait quant à elle plutôt en cause dans les galaxies qui présentent des bras spiraux incomplets, épais ou mal définis.