Pourquoi les étoiles brillent-elles ?

01Un Soleil trop jeune pour Darwin

En 1854, l’Allemand Hermann von Helmholtz propose que le Soleil se contracte lentement : en tombant vers le centre, sa matière libère de l’énergie, qui ressort en chaleur. Kelvin reprend l’idée. Il calcule la réserve d’énergie gravitationnelle d’un astre de la masse et de la taille du Soleil, la divise par la puissance qu’il rayonne et obtient une trentaine de millions d’années. Une simple combustion ferait bien pire : selon Kelvin, un Soleil fait des réactions chimiques les plus énergiques connues s’épuiserait en quelque 3 000 ans.

Géologues et biologistes réclament pourtant des centaines de millions d’années de soleil pour expliquer l’érosion des reliefs et l’évolution des espèces. Kelvin s’en prend directement à l’estimation du Weald. Ébranlé par son autorité, Darwin retire toute durée chiffrée des dernières éditions de L’Origine des espèces.

La brèche s’ouvre à Paris. En 1896, Henri Becquerel découvre la radioactivité ; en 1903, Pierre Curie et son assistant Albert Laborde montrent que des sels de radium dégagent de la chaleur en permanence. La matière recèle donc une énergie que personne n’avait comptée. Le Soleil contient pourtant très peu d’éléments radioactifs. Comme la quasi-totalité des étoiles, il est fait surtout d’hydrogène, avec de l’hélium et de petites quantités d’autres éléments. Aujourd’hui, la datation des météorites lui donne environ 4,6 milliards d’années : Kelvin avait tort, et il fallait trouver un autre carburant.

02Eddington, Bethe et la masse qui disparaît

La pièce décisive vient en 1920 d’une expérience qui ne visait pas les étoiles. Le Britannique Francis Aston mesure avec précision la masse de nombreux atomes et constate que quatre noyaux d’hydrogène pèsent un peu plus qu’un noyau d’hélium. Arthur Eddington en saisit aussitôt la portée. La même année, devant l’Association britannique pour l’avancement des sciences, il propose que le Soleil brille en assemblant de l’hydrogène en hélium. Dans l’opération, environ 0,7 % de la masse disparaît et devient énergie, comme le permet la relation entre masse et énergie établie par Einstein en 1905. Si tout l’hydrogène du Soleil y passait, il y aurait de quoi briller une centaine de milliards d’années.

Reste une difficulté : les noyaux d’hydrogène, tous chargés positivement, se repoussent. En 1928, George Gamow montre que la physique quantique leur laisse une petite chance de se rapprocher malgré tout. En 1938, l’Allemand Carl Friedrich von Weizsäcker décrit un cycle de réactions où le carbone sert d’intermédiaire. La même année, Hans Bethe établit en quelques mois les deux voies par lesquelles les étoiles fusionnent l’hydrogène : une chaîne qui part de la rencontre de deux protons, dominante dans le Soleil et les étoiles plus petites, et le cycle du carbone, de l’azote et de l’oxygène, qui l’emporte dans les étoiles plus massives. Son article paraît en mars 1939 et lui vaudra le prix Nobel de physique en 1967. Bethe en tire même la température au centre du Soleil, à 20 % près de la valeur admise aujourd’hui.

03Quinze millions de degrés et une lumière qui traîne

Au cœur du Soleil, il fait environ 15 millions de degrés. La matière y est un plasma : les atomes ont perdu leurs électrons, et les noyaux d’hydrogène, de simples protons, filent à un millier de kilomètres par seconde. Il faut au moins 12 millions de degrés pour qu’ils fusionnent, et même alors l’événement est rarissime : un proton rebondit en moyenne pendant quelque 14 milliards d’années sur ses voisins avant d’en épouser un. Cette lenteur fait durer le Soleil. Mais les protons sont si nombreux que le total donne le vertige : chaque seconde, environ 600 millions de tonnes d’hydrogène deviennent de l’hélium, et environ 4 millions de tonnes de matière se changent en énergie.

Cette énergie tient l’étoile debout. La gravité tire toute la masse du Soleil vers son centre ; le gaz chauffé par la fusion pousse dans l’autre sens. Les deux se compensent, couche après couche, et l’étoile garde sa taille pendant des milliards d’années. Une pile de coussins donne l’idée : ceux du bas portent le poids de tous les autres, de même que la pression grimpe à mesure qu’on descend vers le cœur.

L’énergie met ensuite un temps considérable à sortir. Sans obstacle, la lumière irait du centre à la surface en un peu plus de deux secondes. Mais la matière des couches profondes est si dense qu’un grain de lumière y est sans cesse absorbé puis réémis dans une direction quelconque. Selon des estimations encore incertaines, ce cheminement en zigzag dure de cent mille ans à un million d’années. Plus haut, des courants de gaz chaud, comme dans une casserole sur le feu, achèvent le transport. Une fois la surface quittée, il ne faut plus qu’environ 8 minutes et 20 secondes à la lumière pour franchir les 150 millions de kilomètres qui nous séparent du Soleil.

04La preuve au fond d’une mine d’or

La lumière du Soleil ne nous renseigne que sur ses couches externes. Pour vérifier ce qui se passe au centre, il fallait un messager direct. La fusion en fournit un : chaque noyau d’hélium formé s’accompagne de l’émission de deux neutrinos. Presque insensibles à la matière, ils s’échappent du Soleil sans encombre. Plus de 60 milliards d’entre eux atteignent chaque centimètre carré de la Terre à chaque seconde, et un neutrino solaire a moins d’une chance sur mille milliards d’être arrêté en traversant tout le globe.

En 1964, le chimiste Raymond Davis et le théoricien John Bahcall proposent de les piéger, en s’appuyant sur une idée de l’Italien Bruno Pontecorvo : guetter le rare neutrino qui transforme un atome de chlore en atome d’argon radioactif. Davis installe dans la mine d’or de Homestake, dans le Dakota du Sud, à environ 1 500 mètres sous terre, une cuve de 615 tonnes de liquide de nettoyage à sec, près de 400 000 litres. La roche arrête les rayons cosmiques, pas les neutrinos. Les calculs prévoient une vingtaine d’atomes d’argon par mois. En 1968, Davis annonce ses premiers résultats : les neutrinos solaires sont bien là, et la fusion est en marche au cœur du Soleil.

Mais il en manque. Jusqu’en 1994, l’expérience recueille au total environ 2 000 atomes d’argon, à peu près un tiers du nombre prévu. On soupçonne tour à tour le modèle du Soleil, les calculs, la mesure. La solution vient des neutrinos eux-mêmes : il en existe trois types, et ils peuvent changer de type en chemin. En 1998, le détecteur japonais Super-Kamiokande observe ces métamorphoses chez des neutrinos produits dans l’atmosphère. En 2001, l’observatoire de Sudbury, au Canada, enfoui à deux kilomètres sous terre avec 1 000 tonnes d’eau lourde, compte à part les neutrinos de type électron, le seul que produit le Soleil, puis les trois types ensemble. Les premiers ne font qu’un tiers du total attendu, mais la somme correspond à la prévision. Davis a partagé le prix Nobel de physique 2002 ; Takaaki Kajita et Arthur McDonald ont reçu celui de 2015.

Sous le massif du Gran Sasso, en Italie, le détecteur Borexino a depuis ausculté le Soleil réaction par réaction. En 2014, il capte les neutrinos de la toute première étape, la fusion de deux protons. En 2020, il détecte ceux du cycle décrit par Weizsäcker et Bethe, qui ne fournit qu’une petite part de l’énergie solaire : environ 99 % vient de la chaîne des protons. De son côté, l’étude des vibrations de la surface solaire, l’héliosismologie, confirme les températures calculées au centre.

05La masse décide de la durée et de la fin

Toutes les étoiles brillent sur ce principe, mais pas au même rythme. Une étoile massive a plus de combustible, et elle est aussi bien plus lumineuse : elle le dépense si vite que sa vie raccourcit de façon spectaculaire. Selon les modèles, une étoile de 40 fois la masse du Soleil ne reste qu’environ un million d’années dans sa phase stable, une étoile de 16 masses solaires une dizaine de millions d’années. Le Soleil dispose d’une dizaine de milliards d’années et en a parcouru un peu moins de la moitié. Une petite étoile de 0,4 masse solaire peut tenir quelque 200 milliards d’années, bien plus que l’âge actuel de l’Univers.

Quand l’hydrogène de son cœur sera épuisé, le Soleil deviendra une géante rouge, si étendue qu’elle engloutira Mercure et Vénus, et peut-être la Terre. Il perdra ensuite ses couches externes, sans doute près de la moitié de sa masse, et son cœur mis à nu deviendra une naine blanche : un astre à peu près de la taille de la Terre, qui se refroidira lentement pendant des milliards d’années. Il lui reste environ cinq milliards d’années avant ce stade. L’astrophysicien Subrahmanyan Chandrasekhar a montré qu’une naine blanche ne peut dépasser environ 1,4 fois la masse du Soleil. Comme elles perdent beaucoup de matière en chemin, les étoiles nées avec jusqu’à environ huit masses solaires finissent probablement ainsi, elles aussi.

Au-delà d’une dizaine de masses solaires, l’histoire change. Le cœur enchaîne les fusions et produit des éléments de plus en plus lourds, jusqu’au fer, dont la fusion ne libère plus d’énergie. Privé de soutien, un cœur d’environ une masse solaire, grand comme la Terre, s’effondre en moins d’une seconde jusqu’à moins de 20 kilomètres de diamètre : une étoile à neutrons est née. L’effondrement peut déclencher une supernova, qui projette le reste de l’étoile dans l’espace. Le 23 février 1987, le détecteur japonais Kamiokande a capté douze neutrinos venus d’une telle explosion, la supernova 1987A, dans le Grand Nuage de Magellan, à environ 170 000 années-lumière. Si le résidu dépasse environ trois masses solaires, rien ne semble pouvoir arrêter l’effondrement : il reste un trou noir, une issue que les modèles réservent surtout aux étoiles nées avec plusieurs dizaines de masses solaires.

La matière soufflée par les géantes rouges et les supernovae rejoint les nuages de gaz où naîtront d’autres étoiles et planètes. Le carbone et l’oxygène de notre corps ont été forgés au cœur d’étoiles, une bonne part de notre fer dans des supernovae, bien avant la naissance du Soleil.