Quelle est la composition chimique des étoiles ?

Comment naissent les étoiles ?

Tout d'abord, il faut savoir que les étoiles vont principalement se former dans les régions où des éléments essentiels à la formation des étoiles sont présents en grande quantité :

  • l'hydrogène (H)
  • et l'Helium (He).

L'hydrogène et l'hélium sont les principaux constituants des nuages interstellaires, et ce sont justement ces nuages qui sont le point de départ de la formation des étoiles.

En temps normal, ces nuages interstellaires sont capables de résister à la force gravitationnelle, ce qui leur donne une grande stabilité. Un certain nombre d'éléments permettent de conserver cette stabilité.

Par exemple, les étoiles se trouvant à proximité des nuages réchauffent le gaz qui les composent, provoquent une agitation des molécules se trouvant dans le nuage, entraînant ainsi une augmentation de la pression, ce qui permet donc de résister à la gravité.

Cette stabilité n'est cependant pas éternelle, et, lorsque des éléments extérieurs viennent perturber cet équilibre, une partie d'un nuage interstellaire s'effondre, on parle alors d'effondrement gravitationnel.

La partie du nuage interstellaire qui est déstabilisée s'effondre sur elle-même, et subit des fragmentations successives en morceaux de plus en plus petits.

Une fois que la fragmentation est terminée, la température et la densité au sein des petits morceaux de nuages augmente de plus en plus, jusqu'à ce que la température atteigne plusieurs millions de degrés Celsius. A partir de là, le centre de chaque petit nuage de gaz est suffisamment chaud pour déclencher une réaction nucléaire de fusion de l'Hydrogène en Hélium.

En effet, la température est telle que les atomes se trouvent dans un état d'agitation important : les noyaux des atomes présents sont alors susceptibles d'entrer en collision, deux noyaux d'Hydrogène peuvent alors de se coller l'un à l'autre pour fusionner : c'est la réaction nucléaire de fusion.

Cette réaction nucléaire libère une grande quantité d'énergie, et soumet le nouveau corps à une forte pression interne, ce qui le stabilise. La température va à nouveau augmenter et l'étoile va alors se mettre à briller.

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La composition chimique des premières étoiles

D'après la théorie du Big-bang, les premiers éléments se sont formés lors des huit premières minutes qui ont suivi le début de l'univers au cours d'une phase que l'on appelle la "nucléosynthèse".

Cette phase de nucléosynthèse a produit essentiellement de l'Hydrogène et de l'Hélium ainsi qu'une petite quantité de Lithium.

Ces 3 éléments (qui sont les trois premiers éléments de la classification périodique, de numéros atomiques Z= 1, 2 et 3), sont donc les composants de base de toutes les étoiles primordiales.

Au cours de leur vie, grâce au processus de réaction nucléaire de fusion, ces étoiles synthétisent d'autres éléments légers (en général allant jusqu'aux éléments de numéro atomique Z=12) tels que le Béryllium, le Bore, le Carbone, l'Oxygène ou encore l'Azote.

Ce n'est qu'à la fin de leur existence et lors de leur explosion que sont produits des éléments plus lourds.

La composition chimique des étoiles actuelles

Les étoiles actuelles se sont en général formées à partir des nébuleuses qui résultent de l'explosion d'étoiles plus anciennes. Celles-ci ont libéré l'Hydrogène et l'Hélium non consommés, ainsi que les éléments plus lourds qui ont été produits aux différents stades de l'existence de ces nébuleuses.

Ainsi, les étoiles actuelles ont donc un point commun : elles sont toutes composées d'Hydrogène et d'Hélium qui permettent le déclenchement de la réaction de fusion nucléaire. Elles sont par ailleurs composées d'éléments chimiques plus lourds, dont la nature et les proportions dépendent :

  • de la nébuleuse où elles se sont formées
  • de l'étoile de la génération précédente qui leur a donné naissance

Quelle est la composition chimique de ces étoiles ? Photo de la nébuleuse de l'Aigle (observation faite par la NASA)

Ainsi, d'après les paragraphes précédents, il est possible de conclure que :

  • Les étoiles les plus anciennes sont celles composées des éléments les plus légers et en majorité d'Hydrogène et d'Hélium
  • A contrario, plus une étoile est récente, plus elle sera composée d'éléments lourds

Remarque : à propos du soleil, il faut savoir que lorsqu'il n'y aura plus d'Hydrogène, c'est l'Hélium qui fusionnera en Carbone ou en Oxygène, tout en libérant beaucoup plus d'énergie que lorsque c'est l'Hydrogène qui fusionne. Puis, lorsque l'Hélium sera épuisé, le soleil disparaîtra car il n'est pas assez massif pour pouvoir supporter la fusion du Carbone en éléments encore plus lourds.

Comment déterminer la composition chimique d'une étoile ?

Décomposition de la lumière du soleil

En 1666, le scientifique Isaac Newton réalise l'expérience suivante : il a calfeutré toutes les ouvertures d'une pièce dans laquelle il s'enferme, de sorte que la lumière du soleil ne puisse pénétrer dans la pièce que par un petit trou.

Il a alors placé un prisme devant l'ouverture et s'est ainsi aperçu que la lumière pouvait être décomposée en couleurs (connues pour être les couleurs qui composent un arc-en-ciel) : violet, bleu, vert, jaune, orange et rouge.

Il a ainsi démontré que la lumière du soleil est composée de plusieurs couleurs, et qu'elles ne sont pas toutes déviées de la même manière lorsqu'elles traversent un prisme : c'est le spectre du soleil.

De quelles couleurs se compose la lumière blanche ? Schématisation de l'expérience de décomposition de la lumière blanche en couleurs de "l'arc-en-ciel".

Etude du spectre du soleil

Un peu plus tard, au début des années 1800, le scientifique William Hyde Wollaston a mis en évidence que le spectre du soleil n'était pas tout à fait continu et comportait un nombre important de raies noires qui sont appelées les raies de Fraunhofer.

A quels éléments chimiques correspondent les raies sombres ? Un exemple de spectre de raies d'absorption sur lequel les raies sombres peuvent être distinguées

Comme l'avait prouvé Newton, la lumière émise par la surface d'une étoile (sa photosphère) est une lumière blanche dont le spectre est continu. Cependant, en traversant l'atmosphère d'une étoile (la chromosphère), cette lumière est en partie absorbée par les différents éléments chimiques présents, d'où l'apparition de raies sombres dans le spectre du soleil ou de toute autre étoile.

Il en résulte donc un spectre de raies d'absorption dans lequel il est possible de repérer des séries de raies en identifiant leur longueur d'onde. Ces séries de raies constituent alors la "signature" des différents éléments et permettent ainsi de déterminer la composition chimique de la chromosphère d'une étoile.

Les différentes avancées scientifiques ont permis d'associer chaque élément chimique à une signature caractéristique, ce qui permet aujourd'hui de déterminer la composition de l'atmosphère des étoiles ainsi que de leurs couches externes.

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Yann

Fondateur de Superprof et ingénieur, nous essayons de rendre disponible la plus grande base de savoir.
Passionné par la physique-chimie et passé par la filière scientifique au lycée, je partage mes cours (après les avoir mis à jour selon le programme de l’Éducation Nationale).

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youssef chhaiby
youssef chhaiby
Invité
28 Août.

Si le meme principe de fonctionement d un spectrometer