Qu’est-ce qu’une exoplanète ?

En bref

Les étoiles sont les éléments constitutifs les plus fondamentaux des galaxies.

L’âge, la distribution et la composition des étoiles retracent l’histoire, la dynamique et l’évolution de leur galaxie. Les étoiles sont responsables de la production et de la distribution des éléments lourds, tels que le carbone, l’azote et l’oxygène.

Univers primitif
Cette impression d’artiste représente l’univers primitif. Les toutes premières étoiles nées après le big bang, que les astronomes appellent étoiles de « population III », sont insaisissables, n’ayant pas encore été définitivement détectées. Contrairement aux étoiles d’aujourd’hui – comme notre Soleil (qui contient des éléments plus lourds comme l’oxygène, l’azote, le carbone et le fer) – les étoiles de population III auraient été uniquement constituées des quelques éléments primordiaux forgés lors du big bang. Beaucoup plus massives et plus brillantes que notre Soleil, elles auraient flamboyé dans le vide encré de l’univers naissant. Crédits : ESA/Hubble, M. Kornmesser et NASA

Différents types d’étoiles ont différentes zones habitables. Il s’agit de la zone autour d’une étoile où les conditions sont justes, ni trop chaudes ni trop froides pour que de l’eau liquide existe à la surface d’une planète. (Pour cette raison, la zone habitable d’une étoile est souvent appelée de manière informelle sa « zone Boucles d’or ».)

Statistiquement, il devrait y avoir plus de 100 milliards de planètes dans notre galaxie la Voie lactée. Elles présentent un large éventail de tailles et de caractéristiques. Les organismes complexes sont apparus sur Terre il y a seulement 500 millions d’années, et les humains modernes ne sont là que depuis 200 000 ans – un clin d’œil sur les échelles de temps cosmologiques. La Terre deviendra inhabitable pour les formes de vie supérieures dans un peu plus d’un milliard d’années, car le Soleil se réchauffe et assèche notre planète. Par conséquent, les étoiles légèrement plus froides que notre Soleil – appelées naines oranges – sont considérées comme meilleures pour la vie avancée. Elles peuvent brûler régulièrement pendant des dizaines de milliards d’années. L’évolution biologique dispose ainsi d’un vaste espace de temps pour mener une infinité d’expériences visant à produire des formes de vie robustes. Et, pour chaque étoile comme notre Soleil, il y a trois fois plus de naines oranges dans la Voie lactée.

Le type d’étoile encore plus abondant appelé naines rouges (également connues sous le nom d’étoiles naines M) a une durée de vie encore plus longue. Les planètes situées dans la zone habitable comparativement étroite d’une naine rouge, qui est très proche de l’étoile, sont exposées à des niveaux extrêmes de rayonnement X et ultraviolet, qui peuvent être des centaines de milliers de fois plus intenses que ce que la Terre reçoit du Soleil. Les planètes situées dans les zones habitables des naines rouges peuvent être cuites jusqu’à l’os et perdre leur atmosphère assez tôt dans leur vie. Les naines rouges se calment généralement après quelques milliards d’années, mais leurs explosions précoces pourraient interdire à leurs planètes d’évoluer pour être plus hospitalières.

infographie comparant 3 classes d'étoiles dans notre galaxie
Cette infographie compare les caractéristiques de trois classes d’étoiles dans notre galaxie : Les étoiles semblables au Soleil sont classées comme des étoiles de type G ; les étoiles moins massives et plus froides que notre Soleil sont des naines K ; et les étoiles encore plus faibles et plus froides sont les naines M rougeâtres. Les zones habitables, potentiellement capables d’accueillir des planètes porteuses de vie, sont plus larges pour les étoiles plus chaudes. La longévité des étoiles M de type naine rouge peut dépasser 100 milliards d’années. Celle des naines K peut varier de 15 à 45 milliards d’années. Pendant ce temps, notre Soleil ne dure que 10 milliards d’années. La quantité relative de rayonnement nocif (pour la vie telle que nous la connaissons) que les étoiles émettent peut être 80 à 500 fois plus intense pour les naines M par rapport à notre Soleil, mais seulement 5 à 25 fois plus intense pour les naines K orange. Les naines rouges constituent la majeure partie de la population de la Voie lactée, soit environ 73 %. Les étoiles semblables au Soleil ne représentent que 6 % de la population, et les naines K 13 %. Crédits : NASA, ESA et Z. Levy (STScI)

Comment naissent les étoiles ?

Comment naissent les étoiles ?

Les étoiles naissent de vastes nuages de gaz et de poussière, appelés nébuleuses, qui sont dispersés dans la plupart des galaxies. Au cours de milliers ou de millions d’années, la gravité peut faire en sorte que les poches plus denses d’une nébuleuse s’effondrent sous leur propre poids. Lorsqu’un nuage – composé principalement d’hydrogène – s’effondre, la matière en son centre commence à chauffer. Appelé « proto-étoile », ce noyau chaud du nuage qui s’effondre est une étoile en devenir. Certains de ces nuages tournoyants de gaz et de poussière qui s’effondrent se divisent en deux ou trois blocs qui forment chacun une étoile. Cela expliquerait pourquoi la plupart des étoiles de la Voie lactée se présentent par paires ou par multiples. Cependant, tout ce matériel ne finit pas par faire partie de l’étoile – la poussière restante peut devenir des planètes et des lunes, des astéroïdes et des comètes – ou peut simplement rester sous forme de poussière.

Venez avec nous pour un voyage interstellaire à travers le temps et le travail de détective scientifique.

Qu’est-ce qu’une étoile de séquence principale ?

Qu’est-ce qu’une étoile de la séquence principale ?

Au fil des millions d’années, la température du cœur d’une proto-étoile atteint un point où la fusion nucléaire peut commencer. L’étoile entame alors la phase la plus longue de sa vie, appelée « séquence principale ». La plupart des étoiles de la galaxie, y compris notre Soleil, sont classées dans la séquence principale. Il s’agit d’un état dans lequel la fusion nucléaire dans l’étoile est stable et l’hydrogène est converti en hélium. Ce processus libère une grande quantité d’énergie qui maintient l’étoile chaude et brillante et exerce une pression vers l’extérieur contre l’incroyable masse de matière qui, sinon, ferait s’effondrer l’étoile sur elle-même. Quatre-vingt-dix pour cent de la vie d’une étoile se déroule dans la phase de la séquence principale.

Que signifie la couleur d’une étoile ?

Que signifie la couleur d’une étoile ?

Lorsque vous regardez le ciel nocturne, vous pouvez remarquer que certaines étoiles brillent plus que d’autres. La luminosité d’une étoile est liée à la quantité d’énergie qu’elle émet, ainsi qu’à sa proximité avec la Terre.

Les étoiles varient également en couleur – car leur température varie. Les étoiles plus chaudes apparaissent bleues ou blanches, tandis que les étoiles plus froides sont orange ou rouges. Les astronomes utilisent ces caractéristiques pour classer les étoiles de la séquence principale en catégories selon leur couleur et leur température : O (bleu), B (bleu-blanc), A (blanc), F (jaune-blanc), G (jaune), K (orange) et M (rouge), des plus chaudes et des plus grosses aux plus froides et aux plus petites. Les étoiles en fin de vie sont hors de la séquence principale. Elles comprennent les supergéantes, les géantes rouges et les naines blanches.

image du Soleil et de sa couronne
Une image du Soleil à 17,1 nanomètres (une longueur d’onde ultraviolette extrême) révèle la couche atmosphérique la plus externe du Soleil – la couronne. Crédits : NASA’s Goddard Space Flight Center/SDO

Quel type d’étoile est notre Soleil ?

Quel type d’étoile est notre Soleil?

Notre Soleil est classé comme une étoile de séquence principale de type G, naine jaune. On prévoit que notre Soleil restera dans la phase de séquence principale pendant encore quelques milliards d’années.

Les étoiles peuvent vivre pendant des milliards d’années, mais leur vie peut être plus ou moins longue selon leur taille (techniquement, leur masse). Plus l’étoile est grosse (ou massive), plus sa vie est courte, car les étoiles plus massives brûlent leur combustible nucléaire plus rapidement.

Comment les planètes se forment-elles autour des étoiles ?

Comment les planètes se forment-elles autour des étoiles ?

Le gaz et la poussière qui tourbillonnent autour d’une étoile pendant sa formation sont essentiels à la formation de planètes autour d’elle. La poussière contient des éléments lourds comme le carbone et le fer qui forment les noyaux des planètes.

Les scientifiques pensent que les planètes commencent par des grains de poussière plus petits que la largeur d’un cheveu humain. Elles émergent du disque géant, en forme de beignet, de gaz et de poussière qui entoure les jeunes étoiles. La gravité et d’autres forces provoquent la collision des matériaux à l’intérieur du disque. Si la collision est suffisamment douce, la matière fusionne et grossit comme des boules de neige qui roulent. Au fil du temps, les particules de poussière se combinent pour former des cailloux, qui évoluent vers des roches de la taille d’un kilomètre. Lorsque ces planétésimaux, ou planètes en devenir, tournent autour de leur étoile, ils éliminent la matière de leur trajectoire, laissant des traces d’espace vides à l’exception de la poussière fine. Dans le même temps, l’étoile engloutit les gaz proches tout en repoussant les matériaux plus éloignés. Après quelques millions d’années, le disque se sera totalement transformé, une grande partie prenant la forme de nouveaux mondes.

Les cycles de vie des étoiles

Les cycles de vie des étoiles

Géantes rouges et naines blanches

Lorsqu’une étoile moyenne comme notre Soleil n’a plus d’hydrogène à fusionner, elle commence à s’effondrer. Mais le compactage d’une étoile la fait chauffer à nouveau et elle est capable de fusionner le peu d’hydrogène restant dans une coquille enroulée autour de son noyau. Cette enveloppe d’hydrogène en combustion élargit considérablement les couches externes de l’étoile. Lorsque cela se produit, l’étoile devient une géante rouge. Lorsque notre Soleil entrera dans la phase géante rouge de sa vie, dans environ 5 milliards d’années, il sera si gros que Mercure sera complètement avalée.

Notre Soleil géant rouge consommera encore de l’hélium et produira du carbone à la manivelle. Lorsque l’hélium aura disparu, le Soleil succombera à nouveau à la gravité. Lorsque le noyau se contractera, cela provoquera une libération d’énergie et le Soleil deviendra une géante encore plus grande, avec un rayon dépassant l’orbite de la Terre.

Étoile géante rouge entourée d'une bulle de gaz
U Camelopardalis, ou U Cam en abrégé, est une étoile proche de la fin de sa vie. Lorsque les étoiles n’ont plus de carburant, elles deviennent instables. Tous les quelques milliers d’années, U Cam crache une coquille de gaz presque sphérique alors qu’une couche d’hélium autour de son noyau commence à fusionner. Le gaz éjecté dans l’étoile est clairement visible sur cette image sous la forme d’une faible bulle de gaz entourant l’étoile géante rouge. Image Credit : ESA/NASA

Après environ un milliard d’années en tant que géante rouge, le Soleil aura éjecté ses couches extérieures jusqu’à ce que, finalement, son noyau stellaire soit exposé. Cette cendre stellaire morte (en termes de fusion nucléaire) mais encore férocement chaude est appelée naine blanche. Les naines blanches ont à peu près la taille de la Terre, bien qu’elles contiennent la masse d’une étoile. La pression exercée par les électrons en mouvement rapide empêche ces étoiles de s’effondrer davantage. Plus le noyau est massif, plus la naine blanche qui se forme est dense. Ainsi, plus le diamètre d’une naine blanche est petit, plus sa masse est importante ! Les naines blanches s’évanouissent dans l’oubli pendant plusieurs milliards d’années en se refroidissant progressivement.

Ce sort n’attend que les étoiles dont la masse peut atteindre environ 1,4 fois celle de notre Soleil. Au-delà de cette masse, la pression des électrons ne peut pas soutenir le noyau contre un nouvel effondrement. De telles étoiles subissent un sort différent.

Les naines blanches peuvent devenir des novae

Si une naine blanche se forme dans un système binaire ou à étoiles multiples, elle peut connaître une fin plus mouvementée sous forme de nova. Nova signifie « nouvelle » en latin. On pensait autrefois que les novae étaient de nouvelles étoiles en train de naître. Aujourd’hui, nous savons qu’il s’agit d’étoiles très anciennes, des naines blanches. Si une naine blanche est suffisamment proche d’une étoile compagnon, sa gravité peut entraîner sur elle la matière (principalement de l’hydrogène) des couches externes de cette étoile, s’accumulant à sa surface. Lorsqu’une quantité suffisante d’hydrogène s’est accumulée à la surface, une explosion de fusion nucléaire se produit, entraînant une forte luminosité de la naine blanche et l’éjection de la matière restante. Quelques jours plus tard, l’éclat s’estompe et le cycle recommence. Parfois, des naines blanches particulièrement massives (celles proches de la limite de 1,4 masse solaire) peuvent accréter tellement de masse de cette manière qu’elles s’effondrent et explosent complètement, devenant ce que l’on appelle une supernova.

La supernova

image d'une supernova
La mort d’une étoile se manifeste par une supernova, une explosion si brillante qu’elle peut éclipser la lumière d’une galaxie entière. Cette supernova particulière était de type Ia, ce qui se produit lorsqu’une étoile naine blanche extrait de la matière d’une étoile voisine, ou fusionne avec elle, jusqu’à ce qu’une violente explosion soit déclenchée. L’étoile naine blanche est anéantie et ses débris sont projetés dans l’espace. Crédit image : Rayon X : NASA/CXC/RIKEN & GSFC/T. Sato et al ; Optique : DSS

Les étoiles de plus de huit fois la masse de notre Soleil sont destinées à mourir dans une explosion titanesque appelée supernova. Une supernova n’est pas simplement une nova plus grande. Dans une nova, seule la surface de l’étoile explose. Dans une supernova, le cœur de l’étoile s’effondre puis explose. Dans les étoiles massives, une série complexe de réactions nucléaires conduit à la production de fer dans le noyau. Une fois le fer obtenu, l’étoile a tiré toute l’énergie qu’elle pouvait de la fusion nucléaire. L’étoile n’a plus aucun moyen de soutenir sa propre masse, et le noyau de fer s’effondre. En l’espace de quelques secondes, le noyau passe d’un diamètre d’environ 8000 km à une douzaine de kilomètres seulement, et la température atteint 100 milliards de degrés ou plus. Les couches externes de l’étoile commencent à s’effondrer en même temps que le noyau, mais elles rebondissent sous l’effet de l’énorme libération d’énergie et sont violemment projetées vers l’extérieur. Les supernovae libèrent une quantité d’énergie presque inimaginable. Pendant une période de quelques jours à quelques semaines, une supernova peut éclipser une galaxie entière. De même, tous les éléments naturels et un riche éventail de particules subatomiques sont produits dans ces explosions.

Étoiles à neutrons et pulsars

Si le noyau stellaire qui s’effondre au centre d’une supernova contient entre environ 1,4 et 3 masses solaires, l’effondrement se poursuit jusqu’à ce que les électrons et les protons se combinent pour former des neutrons, produisant une étoile à neutrons. Les étoiles à neutrons sont incroyablement denses. Parce qu’elles contiennent une telle masse dans un si petit volume, la gravité à la surface d’une étoile à neutrons est immense. Comme les naines blanches, si une étoile à neutrons se forme dans un système d’étoiles multiples, elle peut accréter du gaz en le dépouillant de ses compagnons proches.

Les étoiles à neutrons possèdent également de puissants champs magnétiques qui peuvent accélérer les particules atomiques autour de ses pôles magnétiques, produisant ainsi de puissants faisceaux de rayonnement. Ces faisceaux balaient les environs comme des projecteurs massifs lorsque l’étoile tourne. Si un tel faisceau est orienté de manière à pointer périodiquement vers la Terre, nous l’observons sous forme d’impulsions régulières de rayonnement qui se produisent chaque fois que le pôle magnétique passe devant notre ligne de visée. Dans ce cas, l’étoile à neutrons est connue sous le nom de pulsar.

Les trous noirs

Si le noyau stellaire effondré est plus grand que trois masses solaires, il s’effondre complètement pour former un trou noir : un objet infiniment dense dont la gravité est si forte que rien ne peut s’échapper, pas même la lumière.

Parce que les photons sont ce que nos instruments sont conçus pour voir, les trous noirs ne peuvent être détectés qu’indirectement. Les observations indirectes sont possibles car le champ gravitationnel d’un trou noir est si puissant que toute matière proche – souvent les couches externes d’une étoile compagnon – est happée et entraînée. Lorsque la matière s’enroule en spirale dans un trou noir, elle forme un disque, appelé disque d’accrétion, qui est chauffé à des températures énormes, émettant de copieuses quantités de rayons X et gamma qui indiquent la présence du compagnon caché sous-jacent.

Les trous noirs qui sont calmes et ne se « nourrissent » pas activement de disques d’accrétion peuvent également être détectés indirectement en observant les mouvements des étoiles proches. Par exemple, les astronomes observent le trou noir supermassif au centre de la Voie lactée en regardant les étoiles voisines fouetter à des vitesses stupéfiantes uniquement possibles sous l’influence d’un objet incroyablement massif, mais invisible.

Des restes, naissent de nouvelles étoiles et planètes

La poussière et les débris laissés par les novae et les supernovae, ainsi que par les géantes rouges soufflant leurs couches extérieures, finissent par se mélanger au gaz et à la poussière interstellaires environnants, formant de nouvelles nébuleuses. Les produits créés à la fin de la vie des étoiles enrichissent les galaxies en éléments lourds et en composés chimiques. Finalement, ces matériaux sont recyclés, fournissant les blocs de construction de nouvelles générations d’étoiles et de systèmes planétaires.

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