Les étoiles rouges fascinent les astronomes amateurs, mais pas seulement. L’étoile rouge est un des symboles les plus utilisés dans le monde (politique, religion…). Les étoiles rouges que l’on peut voir dans le ciel sont souvent apolitiques et dans une phase instable de leur « vie », elles intéressent beaucoup les astrophysiciens. Je vais vous parler aujourd’hui de W Orionis, une discrète étoile rouge de 5^e magnitude, distante de 1300 années-lumière de nous. Elle est localisée à droite de la constellation d’Orion, dans le prolongement de l’arc d’Orion.

Mais laissez-moi tout d’abord vous rappeler l’évolution générale des étoiles de masse comprise entre 0,4 et 8 fois la masse du soleil, donc de notre Soleil aussi.

Attention, il faut se concentrer ! Aidez-vous de l’image ci-dessus. Dans la phase (1), les étoiles « brûlent » l’hydrogène dans le cœur de l’étoile pour en faire de l’hélium. Il s’agit de réactions nucléaires de fusion, les étoiles sont des réacteurs nucléaires naturels. Cette phase est appelée « Séquence Principale ». C’est la phase de la « vie » d’une étoile qui dure le plus longtemps, le Soleil est actuellement dans cette phase, cela fait 5 milliards d’années que cela a commencé, et cela va durer encore autant de temps. Dans la phase (2), appelée phase « Géante Rouge », qui ne durera que 300 millions d’années pour le Soleil, il n’y a plus d’hydrogène dans le cœur de l’étoile qui est composé maintenant d’hélium. L’hydrogène « brûle » sur une couche en surface du cœur d’hélium. L’étoile devient beaucoup plus lumineuse, jusqu’à 2000 fois pour le soleil, ce qui repousse les couches de gaz externes de l’étoile, elle se gonfle considérablement, le Soleil sera jusqu’à 200 fois plus grand, d’où son nom de « Géante », et elle se refroidit en surface, d’où son nom de « Rouge » (contrairement aux robinets, bleu c’est chaud et rouge c’est froid). Dans la phase (3) appelée « Branche Horizontale », l’hélium dans le cœur de l’étoile brûle pour produire du carbone et de l’oxygène. Dans la phase (4), quand l’hélium du cœur est épuisé, la combustion de l’hélium se poursuit en surface du cœur. Cela se produit en même temps que la combustion de l’hydrogène sur une couche plus éloignée du cœur. L’étoile gonfle considérablement, jusqu’à 300 fois sa taille actuelle pour le Soleil, c’est la phase « AGB » pour « Asymptotic Geant Branch » (branche asymptotique des géantes). Cela se produit peu de temps avant que l’étoile éjecte une grande partie de son atmosphère, et que cela finisse par une jolie « Nébuleuse Planétaire » (5). L’étoile « meurt ». Il ne reste que son cœur, une étoile naine, très chaude, c’est une étoile blanche (chauffée à blanc), c’est donc une « Naine Blanche ».

W Orionis est une étoile ressemblant beaucoup au Soleil, mais elle est beaucoup plus âgée, elle a plus de 10 milliards d’années, elle est dans la phase AGB. Elle est donc en train de brûler de l’hydrogène et de l’hélium dans deux couches séparées. Elle a énormément enflé, elle éjecte beaucoup de gaz dans l’espace et dans relativement peu de temps, entre demain et dans 50 millions d’années, elle formera une superbe nébuleuse planétaire. Je suis impatient de la voir !! Comparée à M57 (nébuleuse de la Lyre située au double de distance), la nouvelle nébuleuse sera 2 fois plus grande et 4 fois plus lumineuse. W Orionis est aussi une étoile carbonée. Est-ce que cela veut dire que toutes les étoiles AGB sont des étoiles carbonées ? Non. On observe que certaines AGB sont « polluées » par du carbone. Pourquoi ? On ne sait pas vraiment ! Peut-être le signe que la fin est proche ? On sait qu’il y a beaucoup de carbone dans le cœur de l’étoile. L’observation de ce carbone en surface signifie évidemment qu’il y a eu un mélange entre les couches profondes de l’étoile et sa surface. Oui mais voilà, en principe cela n’est pas possible. Il y a deux solides barrières entre ces zones, les deux couches de combustion de l’hélium et de l’hydrogène. Allez traverser deux réacteurs nucléaires vous ! Pourtant cela se produit ! Un sérieux indice qu’il se passe des choses intéressantes dans ces étoiles ! D’ailleurs, W Orionis est aussi une étoile variable. Je vous en reparlerai… En attendant, je lance un nouveau défi aux amateurs. Qui fera d’aussi belles observations, dessin ou photo, que celles montrées ci-dessous ?

Crédit : Image de (Sky Map) sur http://www.unsaltonelcielo.it/w-orionis-la-stella-di-natale-2014/

Crédit : Aquarelle. Avec l’aimable autorisation de Michel Deconinck – Aquarellia Observatory – https://astro.aquarellia.com/

Aujourd’hui, petit clin d’œil à Bourvil et à Popeye. Soutenant la tour Eiffel, vous protégeant dans votre voiture, armant le béton des bâtiments, colorant la planète Mars, retenant l’oxygène dans l’hémoglobine de votre sang, le fer est un des éléments chimiques les plus abondants dans l’Univers. Rappelez-vous que le centre de la Terre est composé principalement de fer. Parfois même il nous tombe des météorites de fer ! Mais jamais d’or malheureusement… Nous pensons aujourd’hui que les atomes de fer ont été forgés dans des explosions d’étoiles appelées « Supernovae de type Ia ».

Supernova est un terme que vous connaissez certainement, rien à voir avec la super mamie du même nom. Il existe principalement deux types de supernovae, le type 1 (I) et le type 2 (II). Quelle est la différence ? La seconde correspond à l’effondrement d’une étoile massive sur elle-même. Pour la première, à l’opposé, il s’agit d’une étoile légère, naine, sur laquelle « tombe » petit à petit de la matière provenant généralement d’une étoile compagnon. Lorsque la masse totale de l’étoile naine atteint une certaine limite théorique, appelée masse de Chandrasekhar, du nom du physicien indien qui calcula cette limite pour la première fois, des réactions nucléaires s’emballent, l’étoile explose brusquement. Les éléments chimiques composant l’étoile, principalement de l’oxygène et du carbone, sont transformés en éléments plus lourds, principalement du fer, le tout est éjecté à très grande vitesse dans l’espace, à plus de 10 000 km par seconde !! (Le tour de la Terre en 4 secondes)

Oui mais voilà, nous ne sommes pas certains de ce scénario, c’est la Science. Il pourrait aussi s’agir d’un scénario complètement différent, la collision de deux étoiles naines blanches. Nous l’apprendrons certainement bientôt dans de nouvelles observations astronomiques. Mais le résultat est le même, le fer que nous utilisons chaque jour sur Terre a été synthétisé principalement dans une supernova de type I. La prochaine fois que vous toucherez du fer, essayez d’imaginer un morceau d’une étoile naine et l’extrême violence de l’explosion.

Il y a beaucoup d’étoiles naines blanches dans notre ciel, mais elles sont très faiblement lumineuses et aucune n’est visible à l’œil nu. En fait le ciel est composé essentiellement d’étoiles invisibles, blanches ou rouges. Si nous regardons l’étoile la plus brillante du ciel, Sirius, juste à côté d’elle se trouve une étoile naine blanche, qui peut être observée avec un grand télescope. Peut-être qu’un jour nous verrons une supernova se produire sur cette étoile.

Crédit: NASA, ESA, H. Bond (STScI) and M. Barstow (University of Leicester)

En 1572 l’astronome danois Tycho Brahe a eu la chance d’en voir une. Il publie sa découverte dans un livre, « De Stella Nova », la « nouvelle étoile », une révolution scientifique puisque l’on pensait le ciel immuable. Aujourd’hui, les restes de cette explosion historique (SN1572) sont malheureusement très difficiles à observer. Ils ont été retrouvés en 1952 sous la forme d’un signal radio, situé dans la constellation de Cassiopée à plus de 7 500 années-lumière. En photo, c’est une très faible nébuleuse (nuage) qui ressemble à une assiette de spaghettis à la sauce ferrugineuse.

Crédits : X-ray: NASA/CXC/SAO; Infrared: NASA/JPL-Caltech; Optical: MPIA, Calar Alto, O. Krause et al.

Grandeur et décadence. Pour la trouver, il vous faudra un très grand télescope et un long temps de pose avec un capteur photo. Rien ne vous interdit de pointer l’objet et d’imaginer qu’il y eu là une explosion aussi lumineuse que la Galaxie toute entière.

Il y a quelque temps, lors d’une sympathique soirée d’observation organisée par l’association, quelqu’un pointa son télescope de type Dobson sur une magnifique étoile d’un rouge intense. Sur un écrin de velours noir était posé cet éclat de rubis rouge. A tous les coups l’on aime, on fait la queue pour l’admirer. C’est une étoile carbonée. Celle-là, comme ses sœurs, sont bien connues, répertoriée dans la longue liste des belles choses à voir dans le ciel nocturne. Puis, quelqu’un demande : « C’est quoi une étoile carbonée ? Euh…. ». Une étoile carbonée, comme son nom l’indique, est une étoile avec beaucoup de carbone à sa surface. Ce carbone forme des composés chimiques complexes, ce qui donne à l’étoile une atmosphère de « suie » et un aspect rouge saisissant. Les molécules de carbone absorbent fortement la lumière bleue et donnent aux étoiles une couleur rouge exceptionnellement profonde. Certes. Mais la raison de cet enrichissement en carbone ? Le carbone est le 5e élément le plus abondant de l’Univers. La suie et les diamants, tous deux composés de carbone, sont partout présents dans l’Univers ! La vie et les molécules organiques sont basées sur les atomes de carbone, l’un des éléments les plus importants pour la vie telle que nous la connaissons sur Terre. Sa grande abondance dans l’Univers et son origine ont été l’une des plus belles énigmes scientifiques. Pour fabriquer un noyau d’atome de carbone, il faut mettre 6 protons ensemble. Dans les étoiles, cela peut se faire progressivement, un proton à la fois. Mais, dans ce processus, il y a un blocage, les noyaux de 5 nucléons (5 protons ou neutrons) sont instables. En 1952, deux chercheurs en physique nucléaire, Salpeter et Hoyle conjecturent l’existence d’une réaction nucléaire, appelée « la triple capture alpha », la fusion simultanée de trois noyaux d’hélium 4, construisant un pont vers le carbone 12 (6 protons et 6 neutrons), via une résonance appelée « l’état de Hoyle », un processus nucléaire unique et une merveille de précision qui fut rapidement confirmée expérimentalement dans les accélérateurs de particules.

Connaissant le processus nucléaire produisant du carbone, la question était alors de savoir où et quand cette réaction avait eu lieu ? La réponse est venue récemment après l’observation que le carbone était arrivé relativement tardivement dans notre Galaxie. Les noyaux de carbone ont été forgés par des étoiles de faible masse, comme le Soleil.  Ces étoiles, après plusieurs milliards d’années, après avoir formé du carbone dans leur cœur, ont projeté le carbone dans l’espace. Cela se produit encore aujourd’hui, cela donne de belles images astronomiques d’objets appelés « nébuleuses planétaires ». C’est le destin des étoiles comme le Soleil. Quant aux étoiles carbonées ? Dans une phase qui se produit juste avant la nébuleuse planétaire, l’étoile s’enfle et se transforme en une immense étoile appelée « géante rouge ». On pense qu’une partie de sa matière interne, riche en carbone fraichement produit, s’est retrouvée mélangée avec l’enveloppe extérieure de l’étoile. Un drapeau rouge pour attirer les regards, juste avant le feu d’artifice final.

© apod.nasa