Les étoiles

Pourquoi les étoiles brillent-elles?

Les étoiles brillent car leur surface, ou photosphère, est composée de gaz ionisé très chaud - entre 3000 et 50000 K - qui émet de la lumière.  Mais pourquoi la surface est-elle si chaude et pourquoi émet-elle? 

La température, la pression et la densité au coeur des étoiles atteignent des valeurs gigantesques. À titre d'exemple, la température au centre du Soleil est d'environ 15 millions de degrés Kelvin, la pression est de plusieurs centaines de milliards d'atmosphères et la densité est de plusieurs centaines. Dans ces conditions, les atomes d'hydrogène (protons) ont une vitesse suffisante pour vaincre la force de répulsion électrostatique et peuvent entrer en collision et fusionner, en perdant de la masse et en libérant de l'énergie sous forme de neutrinos et de photons à haute énergie. Les neutrinos interagissent très peu avec la matière et sont tout de suite éjectés de l'étoiles. Les photons, au contraire, mettent plusieurs siècles à quitter l'étoile en ce sens qu'un photon issu d'une réaction de la fusion de deux atomes est presque immédiatement réabsorbé par un autre atome qui réémet à son tour un autre photon... jusqu'à atteindre la surface de l'étoile où il part vers le milieu interstellaire. La surface de l'étoile est donc chauffée par les réactions nucléaire qui ont lieu au cœur de l'étoile. 

Le gaz à la surface de l'étoile peut être considéré, en première approximation, comme un corps noir. Un corps noir est un corps idéal qui réémet tout le rayonnement qu'il reçoit sous forme d'un spectre continu (qui suit la loi de Planck) avec un maximum à une longueur d'onde l_m qui ne dépend que de sa température T (selon la relation de Wien :  l_mT = cte = 3.10⁷ ÅK). La longueur d'onde l_m détermine la couleur de l'étoile. La température de la surface d'une étoile variant de quelques milliers à quelques dizaines de milliers de Kelvins, l_m varie environ entre 600 et 10000  correspondant à un maximum situé entre le proche ultraviolet et le proche infrarouge en passant par toutes les couleurs de l'arc-en-ciel. Les étoiles les plus chaudes apparaissent ainsi très bleues et les plus froides sont rouge sombre. Le flux F d'énergie émis par un corps noir à sa surface ne dépend lui aussi que de la température selon la relation de Stefan-Boltzmann F=sT⁴ avec s = 5,67.10^-8 W/m²/K. La luminosité totale L émise par un corps noir est le produit de sa surface par le flux F. La luminosité d'une étoile représentée par un corps noir sphérique de rayon R est donc L=4pR²sT⁴ . À rayon égal, une étoile chaude, donc bleue d'après la relation de Wien, émettra donc plus d'énergie qu'une étoile froide et plus rouge. De même, une étoile de grand rayon, comme géante rouge par exemple, émettra plus d'énergie qu'une naine rouge de même température mais de rayon inférieur.