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Étoile
Les Pléiades, un amas ouvert d’étoiles jeunes située dans la constellation du Taureau.
Les Pléiades, un amas ouvert d’étoiles jeunes située dans la constellation du Taureau.

Une étoile est un objet céleste émettant de la lumière de façon autonome, semblable à une énorme boule de plasma ( En physique, le plasma décrit un état de la matière constitué de particules chargées (d'ions et d'électrons). Le plasma quark-gluon est un plasma...) comme le Soleil (Le Soleil (Sol en latin, Helios ou Ήλιος en grec) est l'étoile centrale du système solaire. Dans la classification astronomique, c'est une étoile de type naine jaune, et composée...), qui est l'étoile (Une étoile est un objet céleste émettant de la lumière de façon autonome, semblable à une énorme boule de plasma comme le Soleil, qui est l'étoile la plus proche de la Terre.) la plus proche de la Terre (La Terre est la troisième planète du Système solaire par ordre de distance croissante au Soleil, et la quatrième par taille et par masse croissantes. C'est la plus grande et la plus...).

La masse (Le terme masse est utilisé pour désigner deux grandeurs attachées à un corps : l'une quantifie l'inertie du corps (la masse...) d'une étoile est de quelque 1030 kilogrammes (Le kilogramme (symbole kg) est l’unité de masse du Système international d'unités (SI).) (dix milliards de milliards de milliards de milliards de tonnes) et son rayon de l’ordre du million (Un million (1 000 000) est l'entier naturel qui suit neuf cent quatre-vingt-dix-neuf mille neuf cent quatre-vingt-dix-neuf (999 999) et qui précède un million un (1 000 001)....) de kilomètres (Le mètre (symbole m, du grec metron, mesure) est l'unité de base de longueur du Système international. Il est défini comme la distance parcourue par la lumière...).

Un tel astre rayonne de l’énergie (Dans le sens commun l'énergie désigne tout ce qui permet d'effectuer un travail, fabriquer de la chaleur, de la lumière, de produire un mouvement.) par nucléosynthèse (La nucléosynthèse est un ensemble de processus physiques conduisant à la synthèse de noyaux atomiques, par fission ou fusion nucléaire.) (fusion nucléaire) : la puissance (Le mot puissance est employé dans plusieurs domaines avec une signification particulière :) rayonnée par une étoile comme le Soleil est de l’ordre de 1026 watts (cent millions de milliards de milliards de watts).

Lors d'une nuit claire, de nombreuses étoiles sont visibles dans le ciel (Le ciel est l'atmosphère de la Terre telle qu'elle est vue depuis le sol de la planète.) comme autant de points lumineux et fixes.

Observation (L’observation est l’action de suivi attentif des phénomènes, sans volonté de les modifier, à l’aide de moyens d’enquête et d’étude appropriés. Le...)

La nuit, les étoiles, du fait de leur éloignement, apparaissent à l’œil nu sous la forme de points brillants — généralement scintillants du fait de la turbulence atmosphérique et sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes du ciel. Le jour (Le jour ou la journée est l'intervalle qui sépare le lever du coucher du Soleil ; c'est la période entre deux nuits, pendant laquelle les rayons du Soleil...), le Soleil domine ; l'astre le plus brillant visible depuis la Terre est également une étoile.

Le Soleil semble beaucoup plus gros que toutes les autres étoiles car celles-ci sont bien plus éloignées : l’étoile la plus proche de la Terre après le Soleil, Proxima du Centaure est située à environ quatre années-lumière de nous, soit près de 250 000 fois la distance qui nous sépare du Soleil.

Si le nombre (La notion de nombre en linguistique est traitée à l’article « Nombre grammatical ».) d’étoiles observables la nuit à l’œil nu et par temps (Le temps est un concept développé par l'être humain pour appréhender le changement dans le monde.) clair varie entre une centaine et plusieurs milliers selon les conditions d’observation (L’observation est l’action de suivi attentif des phénomènes, sans volonté de les modifier, à l’aide de moyens d’enquête et d’étude appropriés. Le...), l'estimation du nombre d'étoiles dans l'univers (L'Univers est l'ensemble de tout ce qui existe et les lois qui le régissent.) oscille entre 1022 et 1023 [1]. À part le Soleil, Sirius (Sirius est l'étoile principale de la constellation du Grand Chien. Vue de la Terre, Sirius est l'étoile la plus brillante du ciel après le Soleil. Sa magnitude apparente est de -1,46.) — dans d’excellentes conditions d’observation — et quelques supernovae, les étoiles sont trop peu brillantes pour être observables en plein jour (sauf lors des éclipses totales de Soleil).

Caractéristiques principales

Une étoile est caractérisée par différentes grandeurs :

Masse

Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 120 fois la masse du Soleil. Cette grandeur détermine la vie (La vie est le nom donné :) de l’étoile aussi bien en durée que dans ses phases évoluées et finales. Une étoile très massive (Le mot massif peut être employé comme :) sera très lumineuse mais sa durée de vie sera très réduite. En deçà de la masse minimale, l’échauffement généré par la contraction gravitationnelle est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires : l'astre ainsi formé est une naine brune. Au-delà de la masse maximale, la force (Le mot force peut désigner un pouvoir mécanique sur les choses, et aussi, métaphoriquement, un pouvoir de la volonté ou encore une vertu morale « cardinale » équivalent au...) de gravité (La gravitation est une des quatre interactions fondamentales de la physique.) est insuffisante pour retenir toute la matière (La matière est la substance qui compose tout corps ayant une réalité tangible. Ses trois états les plus communs sont l'état solide, l'état liquide,...) de l’étoile une fois les réactions nucléaires entamées.

Diamètre (Dans un cercle ou une sphère, le diamètre est un segment de droite passant par le centre et limité par les points du cercle ou de la sphère.)

Comparativement à notre planète (Une planète est un corps céleste orbitant autour du Soleil ou d'une autre étoile de l'Univers et possédant une masse suffisante pour que sa gravité la...) (12 756 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d’environ un million et demi de kilomètres et certaines étoiles (comme Antarès (Antarès est une étoile double du Scorpion dont la plus brillante composante (α Scorpii) est une supergéante rouge de 300 diamètres solaires, en fin de vie.) ou Bételgeuse) ont un diamètre 700, voire 800 fois supérieur à ce dernier.

Le diamètre d’une étoile n’est pas constant dans le temps : il varie en fonction de son stade (Un stade (du grec ancien στ?διον stadion, du verbe ?στημι istêmi, « se tenir droit et ferme ») est un équipement sportif.) d’évolution. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques (RR Lyrae, Céphéides, Miras, etc.).

Métallicité

La métallicité est la quantité (La quantité est un terme générique de la métrologie (compte, montant) ; un scalaire, vecteur, nombre d’objets ou d’une autre manière de dénommer la valeur d’une collection ou un groupe de...) (mesurée en nombre, ou généralement par masse) des éléments plus lourds que l’hélium (L'hélium est un gaz noble ou gaz rare, pratiquement inerte. De numéro atomique 2, il ouvre la série des gaz nobles dans le tableau périodique des...) présents dans l’étoile (ou plutôt sa surface). Le Soleil possède une métallicité (notée Z) de 0,02, ce qui signifie que 2 % de la masse du Soleil est composée d’éléments qui ne sont ni de l’hydrogène (L'hydrogène est un élément chimique de symbole H et de numéro atomique 1.) ni de l’hélium. Pour le Soleil, ce sont principalement du carbone (Le carbone est un élément chimique de la famille des cristallogènes, de symbole C, de numéro atomique 6 et de masse atomique...), de l’oxygène (L’oxygène est un élément chimique de la famille des chalcogènes, de symbole O et de numéro atomique 8.), de l’azote (Table complète - Table étendue) et du fer (Le fer est un élément chimique, de symbole Fe et de numéro atomique 26. C'est le métal de transition et le matériau ferromagnétique le plus courant dans la vie quotidienne, sous forme pure ou d'alliages. Le...). Bien que cela semble faible, ces deux pourcents sont pourtant très importants pour évaluer l’opacité (L'opacité est l'inverse de la transparence. Qui s'oppose au passage de la lumière.) de l’atmosphère (Le mot atmosphère peut avoir plusieurs significations :) de l’étoile. Cette opacité est directement liée à la capacité de l’étoile à produire un vent (Le vent est le mouvement d’une atmosphère, masse de gaz située à la surface d'une planète. Les vents les plus violents connus ont lieu sur Neptune et sur...) stellaire (voir le cas extrême des étoiles Wolf-Rayet).

Magnitude

La magnitude — qui mesure la luminosité (La luminosité désigne la caractéristique de ce qui émet ou réfléchit la lumière.) — est une échelle logarithmique (Une échelle logarithmique est un système de graduation sur une demi-droite [Ox), particulièrement adapté pour rendre compte des ordres de grandeur dans les applications. De plus elle permet de rendre...) du flux (Le mot flux (du latin fluxus, écoulement) désigne en général un ensemble d'éléments (informations / données, énergie, matière, ...) évoluant dans un sens commun. Plus précisément le terme est employé dans les domaines suivants :) radiatif de l’étoile. On distingue la magnitude apparente (En astronomie, la magnitude apparente mesure la luminosité — depuis la Terre — d'une étoile, d'une planète ou d'un autre objet céleste. Cette grandeur a la particularité d'avoir une échelle...) qui dépend de la distance entre l’étoile et l’observateur, et la magnitude absolue (En astronomie, la magnitude absolue d'un objet céleste est la magnitude de cet objet s'il était placé à une distance de référence fixée à 10 parsecs (environ 32,6 années-lumière). Pour les objets du...), qui est la magnitude de l’étoile si celle-ci était arbitrairement placée à 10 parsecs de l’observateur. La magnitude absolue (L'absolue est un extrait obtenu à partir d’une concrète ou d’un résinoïde par extraction à l’éthanol à température ambiante ou plus généralement par chauffe,...) est bien sûr directement liée à la luminosité de l’étoile. Cette dernière grandeur est utilisée par les modèles d’évolution stellaires, tandis que la magnitude est plutôt utilisée pour les observations, puisque l’œil possède une sensibilité également logarithmique, en première approximation (Une approximation est une représentation grossière c'est-à-dire manquant de précision et d'exactitude, de quelque chose, mais...).

Température (La température est une grandeur physique mesurée à l'aide d'un thermomètre et étudiée en thermométrie. Dans la vie courante,...) et couleur (La couleur est la perception subjective qu'a l'œil d'une ou plusieurs fréquences d'ondes lumineuses, avec une (ou des) amplitude(s) donnée(s).)

La plupart des étoiles paraissent blanches à l’œil nu, parce que la sensibilité de l'œil est maximale autour (Autour est le nom que la nomenclature aviaire en langue française (mise à jour) donne à 31 espèces d'oiseaux qui, soit appartiennent au genre Accipiter, soit...) du jaune (Il existe (au minimum) cinq définitions du jaune qui désignent à peu près la même couleur :). Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter que de nombreuses couleurs sont représentées : bleu (Bleu (de l'ancien haut-allemand « blao » = brillant) est une des trois couleurs primaires. Sa longueur d'onde est comprise approximativement entre 446 et 520 nm. Elle...), vert (Le vert est une couleur complémentaire correspondant à la lumière qui a une longueur d'onde comprise entre 490 et 570 nm. L'œil humain possède un récepteur, appelé cône M, dont la bande passante est axée sur cette...), jaune, rouge (La couleur rouge répond à différentes définitions, selon le système chromatique dont on fait usage.). L'origine de ces couleurs resta longtemps un mystère jusqu’il y a deux siècles, quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension sur la nature de la lumière (La lumière est l'ensemble des ondes électromagnétiques visibles par l'œil humain, c'est-à-dire comprises dans des longueurs d'onde de 380nm (violet) à 780nm (rouge). La...) et les propriétés de la matière aux très hautes températures.

La nébuleuse NGC 1999 est illuminée de façon spectaculaire par  V380 Orionis (centre), une étoile variable d'approximativement 3,5 fois la masse du Soleil. image NASA .
La nébuleuse NGC 1999 est illuminée de façon spectaculaire par V380 Orionis (centre), une étoile variable (Une étoile variable est une étoile dont la luminosité varie.) d'approximativement 3,5 fois la masse du Soleil. image NASA .

La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (En astronomie, les étoiles présentent quatre caractéristiques principales: leur température de surface, leur gravité à la surface, leur masse et leur...) (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet (Le violet est une couleur, composée d'un mélange de bleu (environ 50% de luminosité) et de rouge (environ 25% de luminosité) en synthèse additive, et d'un mélange de magenta (environ 100%) et de cyan (environ 50%) en synthèse soustractive (pigments).) au plus rouge, c’est-à-dire du plus chaud vers le plus froid (Le froid est la sensation contraire du chaud, associé aux températures basses.). Ils sont classés par les lettres O B A F G K M (moyen mnémotechnique pour retenir la séquence : ce sont les initiales de la phrase anglaise Oh, be a fine girl, kiss me). Le Soleil, par exemple, est de type spectral G.

Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi mesurer sa luminosité. En fait, pour un type spectral donné, plus l’étoile est grande, plus sa luminosité est forte. Les étoiles O et B sont bleues à l’œil, Rigel (Rigel est l'étoile β de la constellation d'Orion.) par exemple, les étoiles A sont blanches (Sirius, Véga), les étoiles F et G sont jaunes, c’est l’exemple du Soleil (qu’il ne faut pas regarder à travers un instrument optique (L'optique est la branche de la physique qui traite de la lumière, du rayonnement électromagnétique et de ses relations avec la vision.) grossissant, tel que jumelles (On désigne par le terme jumelles un dispositif optique binoculaire grossissant destiné à l'observation d'objets à distance, constitué de deux lunettes symétriques montées en...), longue focale, lunette astronomique (Une lunette astronomique est un instrument optique qui permet d'augmenter la taille apparente et la luminosité des objets du ciel lors de leur observation.) ou télescope), les étoiles K sont oranges (Arcturus), et enfin les étoiles M sont rouges comme par exemple Bételgeuse (Le terme Bételgeuse fait référence à:).

On peut définir un indice de couleur, correspondant à la différence de flux photométrique dans deux bandes spectrales dites bandes photométriques (les filtres). Par exemple, le bleu (B) et le visible (V) formeront ensemble (En théorie des ensembles, un ensemble désigne intuitivement une collection d’objets (les éléments de l'ensemble), « une multitude...) l’indice de couleur B-V dont la variation est reliée à la température de surface (Une surface désigne généralement la couche superficielle d'un objet. Le terme a plusieurs acceptions, parfois objet géométrique, parfois frontière physique, et est souvent...) de l’étoile et donc à son type spectral. Les indices de température les plus utilisés sont le B-V, le R-I et le V-I car ce sont les plus sensibles à la variation de la température.

Vitesse (On distingue :) de rotation

La rotation des étoiles a été mise en évidence grâce au déplacement ( En géométrie, un déplacement est une similitude qui conserve les distances et les angles orientés. En psychanalyse, le déplacement est mécanisme de défense déplaçant la valeur, et finalement le sens En...) des taches solaires sur leur surface. Ce mouvement de rotation est un reliquat de leur formation à partir de l'effondrement du nuage (Un nuage est une grande quantité de gouttelettes d’eau (ou de cristaux de glace) en suspension dans l’atmosphère. L’aspect d'un nuage dépend de la lumière qu’il reçoit,...) de gaz (Un gaz est un ensemble d'atomes ou de molécules très faiblement liés et quasi-indépendants. Dans l’état gazeux, la...). La vitesse de rotation[2] dépend de leur âge : elle baisse au cours du temps, sous les effets conjugués du vent stellaire et du champ magnétique (En physique, le champ magnétique (ou induction magnétique, ou densité de flux magnétique) est une grandeur caractérisée par la donnée d'une intensité et d'une direction, définie en tout point de...) qui emportent une partie du moment cinétique (Le mot cinétique fait référence à la vitesse.) de l'astre. Cette vitesse dépend également de leur masse et de leur statut d’étoile simple, d'étoile binaire ou d'étoile multiple (Une étoile multiple est un système gravitationnel composé de plusieurs étoiles en orbite les unes autour des autres. Les plus courantes sont les étoiles doubles, mais il...). Une étoile n’étant pas un corps solide (c'est-à-dire rigide), elle est animée d’une rotation différentielle : la vitesse de rotation dépend de la latitude (La latitude est une valeur angulaire, expression du positionnement nord-sud d'un point sur Terre (ou sur une autre planète), au nord ou au sud de l'équateur.).

Spectre radiatif

Le spectre d’une source lumineuse et donc d’une étoile est obtenu par des spectrographes qui décomposent la lumière en ses différentes composantes et les enregistrent par le biais de détecteurs (historiquement, des plaques photographiques et aujourd’hui des détecteurs de type CCD). Cette décomposition (En biologie, la décomposition est le processus par lequel des corps organisés, qu'ils soient d'origine animale ou végétale dès...) de la lumière révèle la distribution de l’énergie lumineuse venant de l’étoile en fonction de la longueur (La longueur d’un objet est la distance entre ses deux extrémités les plus éloignées. Lorsque l’objet est filiforme ou en...) d'onde (Une onde est la propagation d'une perturbation produisant sur son passage une variation réversible des propriétés physiques locales. Elle transporte de l'énergie sans transporter de matière....). Elle permet de mettre en évidence des raies spectrales en émission et/ou en absorption ( En optique, l'absorption se réfère au processus par lequel l'énergie d'un photon est prise par une autre entité, par exemple, un atome qui fait une...) révélant les conditions de température, de pression (La pression est une notion physique fondamentale. On peut la voir comme une force rapportée à la surface sur laquelle elle s'applique.) et d’abondances chimiques des couches externes de l’étoile.

Champ (Un champ correspond à une notion d'espace défini:) magnétique

Comme le Soleil, la plupart des étoiles sont dotées de champs magnétiques très intenses dont dépend l’activité de l’étoile, c’est-à-dire la quantité de rayonnement (Le rayonnement est un transfert d'énergie sous forme d'ondes ou de particules, qui peut se produire par rayonnement électromagnétique (par exemple : infrarouge) ou par une désintégration (par exemple : radioactivité...) et de particules émis par l’astre, appelé vent stellaire (pour le Soleil, on parle de vent solaire). Pour le Soleil, l’activité peut se mesurer par le nombre et la dimension (Dans le sens commun, la notion de dimension renvoie à la taille ; les dimensions d'une pièce sont sa longueur, sa largeur et sa profondeur/son épaisseur, ou bien son diamètre si c'est une...) de taches présentes sur sa surface, qui trahissent les variations locales d’intensité du champ magnétique.

Structure d’une étoile

Bien qu'inaccessible, il est possible de construire une image de l'intérieur d'une étoile, à partir des différentes grandeurs mesurées (l'astérosismologie permet littéralement de sonder les étoiles, par exemple), et de simulations issues de différents modèles.

Une étoile est structurée en différentes régions concentriques, décrites ci-après à partir du centre.

Noyau

Le noyau (ou cœur) est la partie centrale de l’étoile, concentrant une grande partie de la masse de l'astre, dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires qui dégagent l’énergie nécessaire à la stabilité de l’étoile. Le noyau est la zone la plus dense et la plus chaude, et, dans le cas du Soleil, atteint la température de 15,7 millions de kelvins. Dans ces conditions extrêmes, la matière se trouve sous forme de plasma ; les noyaux d’hydrogène (protons) atteignent des vitesses leur permettant de vaincre leur répulsion électrique et de fusionner, à l’aide de l’effet tunnel (L'effet tunnel désigne la propriété que possède un objet quantique de franchir une barrière de potentiel, franchissement impossible selon la mécanique classique....). Les protons fusionnent par groupe de 4 pour donner un noyau d’hélium, composé de 2 protons et de 2 neutrons. Il se produit alors un dégagement d’énergie selon les réactions suivantes (chaîne proton-proton[3]) :

2 (1H + 1H → 2D + e- + νe) (4,0 MeV + 1,0 MeV)
2 (1H + 2D → 3He + γ) (5,5 MeV)
3He + 3He → 4He + 1H + 1H (12,86 MeV)

Une partie de l’énergie dégagée sous forme de photons commence alors un long voyage (Un voyage est un déplacement effectué vers un point plus ou moins éloigné dans un but personnel (tourisme) ou professionnel (affaires). Le voyage s'est considérablement développé et démocratisé, au cours du XXe siècle avec...) vers l’extérieur, car un plasma est opaque et la lumière y voyage très difficilement. On estime qu’un photon (En physique des particules, le photon est la particule élémentaire médiatrice de l'interaction électromagnétique. Autrement dit, lorsque deux particules chargées électriquement interagissent, cette interaction se...) met plusieurs millions d’années avant d’atteindre la surface de l’étoile par transfert de rayonnement puis par convection (La convection est un mode de transfert de chaleur où celle-ci est advectée (transportée-conduite, mais ces termes sont en fait impropres) par au moins un fluide. Ainsi...) vers la surface.

Zone radiative

L’énergie libérée par les réactions de fusions nucléaires dans le noyau de l’étoile se transmet aux couches externes par rayonnement. Dans les étoiles peu massives et évoluant sur la séquence principale, cette zone radiative est surmontée d’une zone convective. Dans le Soleil, le rayonnement produit dans la partie centrale met près d’un million d’années à traverser la zone radiative.

Zone convective

Au contraire de la zone précédente, l’énergie se transmet par des mouvements macroscopiques de matière : chauffée à la base de la couche convective, la matière s’élève sous l’effet de la poussée (En aérodynamique, la poussée est la force exercée par le déplacement de l'air brassé par un moteur, dans le sens inverse de l'avancement.) d'Archimède, réchauffe la matière alentour (vers la surface), se refroidit et plonge vers la base de la zone convective pour un nouveau cycle. C’est le principe de la convection. Cette zone convective est plus ou moins grande : pour une étoile sur la séquence principale, elle dépend de la masse et de la composition chimique ; pour une géante (Une étoile géante est une étoile de classe de luminosité II ou III. Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, les géantes forment deux branches au-dessus de la séquence principale....), elle est très développée (En géométrie, la développée d'une courbe plane est le lieu de ses centres de courbure. On peut aussi la décrire comme l'enveloppe de la...) et occupe un pourcentage (Un pourcentage est une façon d'exprimer une proportion ou une fraction dans un ensemble. Une expression comme « 45 % » (lue « 45 pour cent ») est en réalité la sténographie pour la fraction 45/100 dont...) important du volume (Le volume, en sciences physiques ou mathématiques, est une grandeur qui mesure l'extension d'un objet ou d'une partie de l'espace.) de l’étoile ; pour une supergéante, cette zone peut atteindre les trois quarts du volume de l’étoile, comme pour Bételgeuse.

Photosphère (La photosphère est la couche de gaz qui constitue la surface visible du Soleil.)

La photosphère est la partie externe de l’étoile qui produit la lumière visible (La lumière visible, appelée aussi spectre visible ou spectre optique est la partie du spectre électromagnétique qui est visible pour l'œil humain.). Elle est plus ou moins étendue, de quelques centaines de kilomètres pour les étoiles naines (inférieur à 1 pourcent du rayon) à quelques dizaines de pourcents du rayon de l’étoile pour les plus géantes. La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l’étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d’environ 400 kilomètres.

Couronne

La couronne est la zone externe, ténue et extrêmement chaude du Soleil. On peut l’observer lors des éclipses de Soleil. C’est grâce à l’étude de la couronne au XIXe siècle que l’astronome (Un astronome est un scientifique spécialisé dans l'étude de l'astronomie.) Jules Janssen a découvert l’existence du gaz rare dont le nom fait référence au Soleil (Hélios) : l’hélium. Le fait que la température de la couronne atteigne plusieurs millions de degrés est un problème théorique difficile et non encore complètement (Le complètement ou complètement automatique, ou encore par anglicisme complétion ou autocomplétion, est une fonctionnalité informatique permettant à...) résolu. Il est probable que la plupart des étoiles possèdent des couronnes.

Évolution

L’histoire d’une étoile est entièrement déterminée par sa masse M et sa composition chimique Z (théorème de Vogt et Russell). M détermine sa durée d’existence, et conditionne sa fin. L’évolution d’une étoile passe par plusieurs phases, la première est la phase (Le mot phase peut avoir plusieurs significations, il employé dans plusieurs domaines et principalement en physique :) naine ou séquence principale, la seconde ( Seconde est le féminin de l'adjectif second, qui vient immédiatement après le premier ou qui s'ajoute à quelque chose de nature identique. La seconde est une unité de...) est la phase géante puis supergéante pour terminer par la phase finale telle une supernova ou une nébuleuse planétaire (Un planétaire désigne un ensemble mécanique mobile, figurant le système solaire (le Soleil et ses planètes) en tout ou partie. Généralement les astres représentés sont...).

Formation

Une étoile naît de la contraction d’un nuage riche en hydrogène. Sous l’influence d’une onde de densité (La densité ou densité relative d'un corps est le rapport de sa masse volumique à la masse volumique d'un corps pris comme référence. Le corps de référence est l'eau pure à 4 °C pour...) (bras de galaxie), d’une onde de choc (Une onde de choc est un type d'onde, mécanique ou d'une autre nature, associé à l'idée d'une transition brutale. Elle peut prendre la forme d'une...) (supernova ou nova (En astronomie, une nova est une étoile qui devient très brutalement extrêmement brillante, avec une grande augmentation de son éclat, qui peut...) proche), ou d’une fluctuation de densité au sein (Le sein (du latin sinus, « courbure, sinuosité, pli ») ou la poitrine dans son ensemble, constitue la région ventrale supérieure du torse d'un animal, et en particulier celle...) de celui-ci, une région commence à se contracter. Par un effet boule de neige, cette région, de plus en plus dense attire à elle de plus en plus de gaz. La contraction du gaz entraîne son échauffement : la proto-étoile rayonne (dans l’infrarouge). Ce rayonnement ralentit par pression de radiation (La pression de radiation est la pression exercée sur une surface exposée à un rayonnement électromagnétique. Cet effet fut déduit théoriquement par James Maxwell en 1871 et fut détecté expérimentalement par Pyotr Lebedev en 1900...), mais n’interrompt pas, l’inexorable action de la gravitation (La gravitation est une des quatre interactions fondamentales de la physique.). Si l’échauffement est suffisant, il peut initier des réactions nucléaires au cœur du nuage. L’énergie dégagée par ces réactions est alors suffisante pour arrêter sa contraction du fait de la pression de radiation (Le rayonnement est un transfert d'énergie sous forme d'ondes ou de particules, qui peut se produire par rayonnement électromagnétique (par exemple : infrarouge) ou...) ainsi générée.

La séquence principale

Sous l’effet de la contraction, le noyau de l’étoile (sa partie centrale) atteint des valeurs de pression et de température extrêmes, qui vont jusqu’à l’allumage (Pour s'enflammer, le mélange air-essence, un gaz contenu dans le cylindre doit subir une élévation de température permettant de porter une partie de sa...) des réactions thermonucléaires (voir plus haut). L’étoile entre alors dans ce qu’on appelle la séquence principale, période pendant laquelle son noyau, initialement et essentiellement constitué d’hydrogène et d’hélium, va progressivement se transformer en hélium.

Durant cette période, l'antagonisme énergie produite / gravitation concourt à la stabilité de l'astre :

  • si le flux d'énergie venant du noyau vient à diminuer, la contraction qui s'ensuit accélère le rythme de production d'énergie qui stoppe la contraction ;
  • inversement, un emballement de la production d'énergie entraine une dilatation (La dilatation est l'expansion du volume d'un corps occasionné par son réchauffement, généralement imperceptible. Dans le cas d'un gaz, il y a dilatation à pression constante ou maintien du volume et augmentation de la...) de l'étoile, donc son refroidissement, et l'emballement s'arrête.

La fin d’une étoile

La Nébuleuse du Crabe, les restes d'une supernova observée pour la première fois aux environ de 1050 après J.C.
La Nébuleuse du Crabe, les restes d'une supernova observée pour la première fois aux environ de 1050 après J.C.

Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement son hydrogène. Une grosse étoile sera donc très brillante, mais aura une courte durée de vie. Lorsque le combustible (Un combustible est une matière qui, en présence d'oxygène et d'énergie, peut se combiner à l'oxygène (qui sert de comburant) dans une réaction chimique générant de la chaleur : la combustion.) nucléaire (Le terme d'énergie nucléaire recouvre deux sens selon le contexte :) se fait trop rare dans le noyau de l’étoile, les réactions de fusion (En physique et en métallurgie, la fusion est le passage d'un corps de l'état solide vers l'état liquide. Pour un corps pur, c’est-à-dire pour une substance constituée de molécules toutes identiques, la fusion s'effectue à température...) s’arrêtent. La pression créée par ces réactions ne compensant plus les forces de gravitation, l’étoile s’effondre sur elle-même. Plus une étoile est grosse, plus la fin de son existence sera cataclysmique, pouvant aller jusqu’à prendre la forme d’une gigantesque explosion (Une explosion est la transformation rapide d'une matière en une autre matière ayant un volume plus grand, généralement sous forme de gaz. Plus cette transformation s'effectue rapidement, plus la matière...) (supernova) suivi de la formation d’une étoile à neutrons voire dans les cas extrêmes (dépend de la masse de l’étoile) d’un trou noir (En astrophysique, un trou noir est un objet massif dont le champ gravitationnel est si intense qu’il empêche toute forme de matière...).

Les types d’étoiles

Les astronomes ne classent les étoiles qu’en naines ou en géantes. On en distingue différentes catégories : naines brunes, naines rouges, naines jaunes, géantes rouges, géantes bleues, supergéantes rouges, naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l’une ou l’autre de ces catégories, il faut garder en tête qu’il ne s’agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et peut passer (Le genre Passer a été créé par le zoologiste français Mathurin Jacques Brisson (1723-1806) en 1760.) d’une catégorie à une autre.

Naines brunes

Les naines brunes ne sont pas des étoiles, ou plutôt, ce sont des étoiles " ratées ". Leur masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes. En effet, il faut 0,08 masses solaires (0,08 fois la masse du Soleil) pour qu’une proto-étoile amorce des réactions thermonucléaires et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives pour démarrer ces réactions. Elles n’ont qu’un début de formation un peu lumineux, brillant alors par contraction gravitationnelle.

Naines rouges

Les naines rouges sont... de petites étoiles rouges ! On les considère comme les plus petites étoiles en tant que telles. Les astres plus petits comme les naines blanches, les étoiles à neutrons et les naines brunes ne consomment pas de carburant (Un carburant est un combustible qui alimente un moteur thermique. Celui-ci transforme l'énergie chimique du carburant en énergie mécanique.) nucléaire. La masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masse solaire (En astrophysique, la masse solaire est l'unité de masse conventionnellement utilisée pour les étoiles ou les autres objets massifs. Elle est égale à la masse de notre Soleil. Son symbole et sa...). Leur température de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confère une couleur rouge. Ces étoiles brulent lentement leur carburant, ce qui leur assure une très longue existence. Elles sont les plus abondantes : au moins 80 % des étoiles de notre Galaxie (Galaxies est une revue française trimestrielle consacrée à la science-fiction. Avec ce titre elle a connu deux existences, prenant par ailleurs la suite de deux...) sont des naines rouges. La plus proche voisine du Soleil, Proxima du Centaure, en est une. Il en est de même du second système stellaire, le plus proche système solaire (Le système solaire est un système planétaire composé d'une étoile, le Soleil et des corps célestes ou objets définis gravitant autour de lui...), l’étoile de Barnard (L'étoile de Barnard est une étoile de la constellation d'Ophiuchus, connue pour être l'astre possédant le mouvement propre le plus important relativement au Soleil (10,3" par an). Ce mouvement propre rapide a été découvert par...) est aussi une naine rouge (En astronomie, les naines rouges sont les étoiles les moins massives ; en-deçà, ce sont les naines brunes, qui ne sont pas vraiment des étoiles.).

Naines jaunes

Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne (La moyenne est une mesure statistique caractérisant les éléments d'un ensemble de quantités : elle exprime la grandeur qu'auraient chacun des membres de l'ensemble s'ils étaient tous...) (les astronomes ne classent les étoiles qu’en naines ou en géantes.). Leur température de surface est d’environ 6 000 K et elles brillent d’un jaune vif, presque blanc (Le blanc est la couleur d'un corps chauffé à environ 5 000 °C (voir l'article Corps noir). C'est la sensation visuelle obtenue avec un spectre lumineux continu, d'où l'image que l'on en donne parfois :...). À la fin de son existence, une naine jaune évolue en géante rouge, qui en expulsant ses couches externes — déployant alors une nébuleuse planétaire —, dévoile une naine blanche.

Le Soleil est une naine jaune typique.

Géante rouge

La phase géante rouge annonce la fin. Une étoile atteint ce stade lorsque son noyau a épuisé son principal carburant, l’hydrogène.

Des réactions de fusion de l’hélium se déclenchent alors. Tandis que le centre de l’étoile se contracte, ses couches externes gonflent, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l’hélium s’épuise à son tour et l’étoile meurt. L’astre se débarrasse de ses couches externes et son centre se contracte pour devenir une naine blanche.

Géante bleue et supergéante rouge (Les supergéantes rouges sont des étoiles relativement massives qui sont en train de terminer leur phase de séquence principale. En d'autres termes, elles ont consommé l'ensemble de leur hydrogène dans leur...)

Sur le diagramme (Un diagramme est une représentation visuelle simplifiée et structurée des concepts, des idées, des constructions, des relations, des données statistiques, de l'anatomie etc. employé dans tous les aspects des activités humaines pour...) HR, le coin supérieur gauche est occupé par des étoiles très chaudes et brillantes : des géantes bleues. Ces étoiles sont au moins dix fois plus grosses que le Soleil. Très massives, elles consomment rapidement leur hydrogène.

Lorsqu’elle ne contient plus d’hydrogène dans son noyau, une géante bleue y fusionne de l’hélium. Ses couches externes enflent et sa température de surface baisse de plus en plus. Elle devient alors une supergéante rouge.

L’étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel (Le nickel est un élément chimique, de symbole Ni et de numéro atomique 28.), chrome (Le chrome est un élément chimique de symbole Cr et de numéro atomique 24.), cobalt, titane... À ce stade, les réactions de fusion s’arrêtent et l’étoile devient instable. Elle explose en une supernova et meurt. L’explosion laisse derrière elle un étrange noyau de matière qui demeurera intact. Ce cadavre (Le cadavre est ce qui reste du corps d'un organisme vivant humain ou animal dans la période qui suit la mort. On parle aussi de dépouille mortelle pour le corps...) est, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.

Naines blanches

Les naines blanches sont les résidus de l’évolution des étoiles de faible masse (entre ~0,8 et ~5 à 8 masses solaires). Le soleil ayant (par définition) une masse d’une masse solaire, il finira aussi en naine blanche. Les naines blanches sont des étoiles mortes puisqu’elles ne sont plus le lieu de réactions thermonucléaires produisant la lumière. Par contre, elles sont très chaudes, et ont au début, une couleur relativement blanche (voir Loi de Wien). Petit à petit, elles se refroidissent par rayonnement, comme astres froids. Leur taille est environ égale à celle de la Terre.

Une naine blanche en orbite autour de Sirius (vue d’artiste).
Une naine blanche en orbite (En mécanique céleste, une orbite est la trajectoire que dessine dans l'espace un corps autour d'un autre corps sous l'effet de la gravitation.) autour de Sirius (vue d’artiste).

Les naines blanches, comme les étoiles à neutrons sont constituées de matière dégénérée. La densité à la surface d’une naine blanche est telle qu’une cuillère à thé de matière d’une telle étoile aurait, sur Terre, la masse d’un éléphant (Les éléphantidés (Elephantidae) forment l'unique famille de mammifères de l'ordre des Proboscidiens. Cette famille comptait de très nombreuses espèces par...). En fait, dans cette matière, les électrons, étant très proches les uns des autres, commencent alors à se repousser énergiquement. Le facteur principal de la pression provient alors du principe d'exclusion de Pauli; c’est la pression de dégénérescence qui s’oppose à celle de la gravitation. La naine blanche est donc en équilibre malgré l’absence de fusion nucléaire (La fusion nucléaire (dite parfois thermonucléaire) est, avec la fission, l’un des deux principaux types de réactions nucléaires appliquées. Il ne faut pas confondre la fusion...) en son noyau. La pression des électrons peut supporter une masse de 1,44 fois celle du Soleil : c’est la limite de Chandrasekhar. Si une naine blanche devient plus massive (en aspirant la matière d’une autre étoile, par exemple), elle explose en supernova (de type Ia) et peut parfois être complètement détruite.

Procyon B et Sirius B sont des naines blanches.

Naine noire (Une naine noire est une étoile naine blanche qui s’est suffisamment refroidie pour ne plus émettre de lumière. Aucune étoile de ce type n’a pu être repérée, l’âge de...)

Comme une plaque chauffante qu’on éteint, les naines blanches se refroidissent inexorablement. Toutefois, cela se fait très lentement, en raison de leur masse. Elles perdent peu à peu leur éclat et deviennent invisibles au bout d’une dizaine de milliards d’années. Ainsi, toute naine blanche se transforme en naine noire.

L’Univers, vieux de 13,7 milliards d’années, est encore trop jeune pour avoir produit des naines noires.

Après sa mort (La mort est l'état définitif d'un organisme biologique qui cesse de vivre (même si on a pu parler de la mort dans un sens cosmique plus général, incluant par exemple la...), le Soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Ce sort l’attend dans environ 15 milliards d’années.

Étoile à neutrons et trou noir

Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d’une étoile comme le Soleil dans un rayon d’environ dix kilomètres. Ce sont les vestiges d’étoiles très massives de plus de dix masses solaires.

Lorsqu’une étoile massive arrive en fin d’existence, elle s’effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova. Cette explosion disperse d’énormes quantités de matière dans l’espace mais épargne le noyau de l’étoile. Ce noyau se contracte et se transforme en grande partie en une étoile à neutrons[4]. Ces objets possèdent des champs magnétiques très intenses (pour les plus intenses, on parle de magnétar). Le long de l’axe magnétique se propage des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron (Synchrotrons, synchro-cyclotrons et cyclotrons réfèrent à différents types d'accélérateurs circulaires.).

Le moment cinétique de l’étoile étant conservé lors de l’effondrement du noyau, l’étoile à neutrons possède une vitesse de rotation extrêmement élevée, pouvant atteindre le millier de tours par seconde. Si par chance un observateur sur Terre regarde dans la direction d’une étoile à neutrons et que la ligne de visée est perpendiculaire (En géométrie plane, on dit que deux droites sont perpendiculaires quand elles se coupent en formant un angle droit. Le terme de perpendiculaire vient...) à l’axe de rotation de l’étoile, celui-ci verra alors le rayonnement synchrotron (Le terme synchrotron désigne un type de grand instrument destiné à l'accélération à haute énergie de particules élémentaires.) des particules chargées se déplaçant sur les lignes de champ magnétique. Ce phénomène de phare tournant s’appelle le phénomène de pulsar (Un pulsar, dont le nom provient de l'abréviation de pulsating radio source (source radio pulsante), est le nom donné à une étoile à neutrons tournant très rapidement sur elle-même (période...). On trouve des pulsars dans des restes de supernovas, le plus célèbre étant le pulsar de la nébuleuse du Crabe, né de l’explosion d’une étoile massive. Supernova observée par les astronomes chinois depuis le matin du 4 Juillet 1054, et en plein jour pendant trois semaines et la nuit sur près de deux ans. Sa (re)découverte fut faite par les radioastronomes.

Parfois, le noyau de l’étoile morte est trop massif (Le mot massif peut être employé comme :) pour devenir une étoile à neutrons. Il se contracte inexorablement jusqu’à former un trou noir.

Étoile variable (En mathématiques et en logique, une variable est représentée par un symbole. Elle est utilisée pour marquer un rôle dans une formule, un prédicat ou un algorithme. En...)

L'allure asymétrique de Mira, une étoile variable oscillant. NASA HST
L'allure asymétrique de Mira (Mira peut désigner :), une étoile variable oscillant. NASA HST

Alors que la plupart des étoiles sont de luminosité presque constante, comme notre Soleil qui ne possède pratiquement pas de variation mesurable (environ 0,1% sur un cycle de 11 ans), la luminosité de certaines étoiles varie de façon perceptible sur des périodes de temps beaucoup plus courtes, parfois de façon spectaculaire.

Les systèmes stellaires

Les étoiles se forment rarement seules. Lorsqu’un nuage de gaz (proto-stellaire) donne naissance à un amas d’étoiles, l’ensemble des étoiles de cet amas ne semble pas se distribuer au hasard (Dans le langage ordinaire, le mot hasard est utilisé pour exprimer un manque efficient, sinon de causes, au moins d'une reconnaissance de cause à effet d'un événement.), mais semble suivre une loi de distribution dite fonction de masse initiale (IMF), dont on sait peu de chose actuellement ; elle rend compte de la proportion d’étoiles en fonction de leur masse. On ne sait pas si cette fonction IMF dépend de la composition chimique du nuage proto-stellaire. La fonction la plus adoptée actuellement a été proposée par Edwin Salpeter et semble donner des résultats satisfaisants pour l’étude des amas de la Galaxie (Une galaxie est, en cosmologie, un assemblage d'étoiles, de gaz, de poussières et de matière noire et contenant parfois un trou noir supermassif en son centre.).

Les systèmes binaires et multiples

Les systèmes binaires sont constitués de deux étoiles liées gravitationnellement et orbitant l’une autour de l’autre. L’élément le plus brillant est dit primaire et le moins brillant, secondaire. Lorsqu'un système comporte plus de deux composantes il est qualifié de système stellaire multiple.

Les systèmes binaires peuvent être détectés par imagerie (L’imagerie consiste d'abord en la fabrication et le commerce des images physiques qui représentent des êtres ou des choses. La fabrication se...), lorsque le télescope (Un télescope, (du grec tele signifiant « loin » et skopein signifiant « regarder, voir »), est un instrument d'optique permettant d'augmenter la...) parvient à résoudre la paire ; dans ce cas la binaire est dite visuelle. Dans d’autres cas, les deux compagnons ne peuvent être résolus, mais le décalage Doppler-Fizeau des raies spectrales permet de détecter le mouvement orbital de l’une ou des deux étoiles. Dans ce cas la binaire est dite spectroscopique. Si un seul spectre est visible et varie on parle de binaire SB1, si le spectre des deux étoiles est bien visible on parle de binaire SB2. Il est également possible de détecter le mouvement apparent dans le ciel de l’étoile binaire, qui correspond au mouvement orbital de l’étoile primaire si le secondaire est très peu lumineux ; dans ce cas la binaire est dite astrométrique. On parle enfin de binaire interférométrique lorsque le secondaire est détecté par interférométrie (L'interférométrie est une méthode de mesure qui exploite les interférences intervenant entre plusieurs ondes cohérentes entre elles.).

L’astronomie (L’astronomie est la science de l’observation des astres, cherchant à expliquer leur origine, leur évolution, leurs propriétés physiques et...) amateur parle de binaire apparente lorsque deux étoiles éloignées dans l’espace et non liées gravitationnellement se trouvent proches dans le ciel par effet de perspective.

Les amas

Les amas stellaires sont des regroupements locaux d’étoiles, liées gravitationnellement et généralement formées en même temps. De ce fait, ils constituent une population de référence pour étudier la durée de vie d’une étoile en fonction de sa taille (voir diagramme de Hertzsprung-Russell). On peut s’en servir pour déterminer l’âge des plus vieilles étoiles de notre Galaxie.

On distingue les amas ouverts (AO) constitués de quelques dizaines à centaines d’étoiles et de forme quelconque et les amas globulaires (AG) constitués de plusieurs milliers voire plusieurs millions d’étoiles. Les AO sont jeunes, de quelques dizaines à quelques centaines de millions d’années. Les AG sont de forme sphérique d’où leur nom. Leurs étoiles sont pauvres en métaux et ils comptent parmi les objets les plus vieux de la Galaxie. Ils se répartissent dans le sphéroïde (Un sphéroïde ou ellipsoïde de rotation est une surface quadrique en 3 dimensions obtenue par rotation d'une ellipse autour d'un de ses axes principaux. Si l'ellipse tourne autour de...) de la Galaxie qu’on appelle le halo. Leur âge est compris entre 11 et 13,5 milliards d’années.

Les associations

Les associations stellaires sont semblables aux amas, à ceci près qu’elles ne constituent pas un système lié gravitationnellement. Aussi les associations se dispersent-elles au bout d’un certain temps.

Les galaxies

Une galaxie est un vaste ensemble d’étoiles. Elles diffèrent des amas par leur taille (plusieurs centaines de milliards d’étoiles contre quelques milliers à quelques millions pour les amas stellaires), leur organisation (Une organisation est) et leur histoire.

Constellations

En observant le ciel nocturne, l’homme (Un homme est un individu de sexe masculin adulte de l'espèce appelée Homme moderne (Homo sapiens) ou plus simplement « Homme ». Par distinction, l'homme prépubère est appelé un garçon,...) a imaginé que les étoiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffèrent généralement d’une époque à une autre et d’une civilisation à une autre. Les figures devenues traditionnelles, souvent en rapport avec la mythologie grecque, sont appelées constellations.

Les étoiles d’une constellation n’ont a priori rien en commun, si ce n’est d’occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elles peuvent être très éloignées les unes des autres. Toutefois, l’Union astronomique internationale (L’union astronomique internationale (UAI) est une association internationale non gouvernementale avec pour objectif de coordonner les travaux des...) a défini une liste normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de faciliter la localisation des objets célestes.

Les systèmes planétaires

Les étoiles peuvent être accompagnées de corps gravitant autour d’elles. Ainsi, le système solaire est composé d’une étoile centrale, le Soleil, accompagné de planètes, comètes, astéroïdes. Récemment, des planètes ont été découvertes autour d’autres étoiles que le Soleil, faisant perdre au système solaire son caractère jusqu’ici unique.

Notes et références

  1. ce qui représente approximativement le nombre de molécules contenues dans quelques litres d’air : une mole de molécules d’air (L'air est le mélange de gaz constituant l'atmosphère de la Terre. Il est inodore et incolore. Du fait de la diminution de la pression de l'air avec l'altitude, il est nécessaire de...), soit 6,02×1023 (nombre d'Avogadro) occupe environ 24 litres dans les conditions ambiantes, mais également le nombre approximatif de grains de sable (Le sable, ou arène, est une roche sédimentaire meuble, constituée de petites particules provenant de la désagrégation d'autres roches dont la dimension est comprise entre 0,063 et 2 mm.) étalés sur une surface équivalente à celle de la France, sur un mètre (Le mètre (symbole m, du grec metron, mesure) est l'unité de base de longueur du Système international (SI). Il est défini, depuis...) d'épaisseur
  2. Plus précisément, la vitesse mesurée est la projection (La projection cartographique est un ensemble de techniques permettant de représenter la surface de la Terre dans son ensemble ou en partie sur la surface plane d'une carte.) de la vitesse de rotation équatoriale sur la ligne de visée
  3. D’autres réactions thermonucléaires existent dans le centre des étoiles et contribuent plus ou moins à la production d’énergie.
  4. Sa structure et composition est plus complexe qu’une simple boule de neutrons, ainsi à sa surface on peut trouver une croûte de fer et d’autres éléments.
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