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Uneétoile est uncorps célesteplasmatique qui rayonne sa propre lumière par réactions defusion nucléaire, ou des corps qui ont été dans cet état à un stade de leurcycle de vie, comme lesnaines blanches ou lesétoiles à neutrons[1]. Cela signifie qu'ils doivent posséder une masse minimale pour que les conditions detempérature et depression au sein de la région centrale — lecœur — permettent l'amorce et le maintien de ces réactions nucléaires, seuil en deçà duquel on parle d'objets substellaires. Les masses possibles des étoiles s'étendent de 0,085masse solaire à une centaine de masses solaires. La masse détermine la température et laluminosité de l'étoile.
Pendant une grande partie de son existence, une étoile est enéquilibre hydrostatique sous l'action de deuxforces qui s'opposent : lagravitation, qui tend à contracter et faire s'effondrer l'étoile, et lapression cinétique (avec lapression de rayonnement pour les étoiles massives), régulée et maintenue par les réactions de fusion nucléaire, qui tend au contraire à dilater l'astre. À la fin de cette phase, marquée par la consommation de la totalité de l'hydrogène de leur cœur, les étoiles de la séquence principale se dilatent et évoluent enétoiles géantes, qui obtiennent leur énergie d'autres réactions nucléaires, comme lafusion de l'hélium en carbone et oxygène.
Une étoile rayonne dans tout lespectre électromagnétique, au contraire de la plupart desplanètes[Note 1] (comme laTerre) qui reçoivent principalement l'énergie de l'étoile ou des étoiles autour desquelles elles gravitent.
Historiquement, les étoiles sont les points lumineux duciel visibles uniquement lanuit et fixes les uns par rapport aux autres, par opposition auxplanètes qui suivent des trajectoireserrantes dans le ciel nocturne au cours de l'année. LesAnciens avaient une connaissance approfondie de la répartition des étoiles dans le ciel : ils les utilisaient pour lanavigation et attribuaient des noms aux plus brillantes d'entre elles ainsi qu'aux formes qu'elles dessinent, lesconstellations. Cependant, ils ignoraient tout de leur nature exacte, pensant souvent qu'il s'agissait d'orifices percés à travers lasphère céleste[Note 2].
LeSoleil est l’étoile la plus proche de laTerre, l’énergie qu’il rayonne y permet le développement de lavie. Il apparaît bien plus lumineux que toutes les autres étoiles en raison de sa proximité : la secondeétoile la plus proche de la Terre,Proxima du Centaure, est 250 000 fois plus éloignée. Sauf en cas exceptionnel comme uneéclipse, les autres étoiles ne sont visibles que lanuit lorsque leur éclat n’est pas noyé par celui du ciel diurne, résultant lui-même de la diffusion de l’éclairement solaire.
Les étoiles sont regroupées au sein degalaxies. Une galaxie typique, comme la nôtre, laVoie lactée, contient plusieurs centaines de milliards d’étoiles. Au sein des galaxies, les étoiles peuvent être liées dans dessystèmes multiples (quelques étoiles) ou desamas (plusieurs dizaines à quelques centaines de milliers d’étoiles).
Lasphère céleste fait également apparaître des groupements d’étoiles, lesconstellations ; il s’agit en fait d’uneillusion optique due à l’effet deprojection. Les étoiles composant une constellation sont généralement situées à des distances très différentes de la Terre.
Une étoile possède une masse comprise entre 0,07 et300 fois environcelle du Soleil (elle-même égale à 300 000 fois celle de la Terre, soit environ 2 × 1030kg). Les astres de masse plus faible ne permettent pas l’amorçage des réactions de fusion nucléaire de l’hydrogène, alors que les étoiles de masse plus élevée sont sujettes à des instabilités entraînant une perte de masse. La durée de vie d’une étoile est essentiellement déterminée par la vitesse à laquelle se produisent les réactions nucléaires : plus la masse de l’étoile est élevée, plus les réactions nucléaires sont rapides et la durée de vie de l’étoile est brève. Les étoiles les plus massives ont une durée de vie de quelques millions d’années seulement, les moins massives, de plus de 50 milliards d’années. Une étoile comme le Soleil a une durée de vie de l’ordre de10 milliards d’années.
Laformation d’étoiles est due à l’effondrement d’unnuage de gaz et à sa fragmentation possible en plusieurs proto-étoiles, lesquelles s’échauffent à mesure qu’elles se contractent. La température atteint alors une valeur telle que le cœur « s’allume » : l’hydrogène fusionne enhélium, fournissant l’énergie qui arrête l’effondrement. L’étoile entre alors dans laséquence principale dans laquelle elle passe la majeure partie de son existence. L’énergie produite par cette conversion est progressivement évacuée par l’étoile à la fois parconvection et parrayonnement et s’échappe finalement de la surface de l’étoile sous forme derayonnement, devents stellaires et deneutrinos. Son évolution ultérieure dépend essentiellement de samasse. Plus celle-ci est élevée, plus l’étoile est en mesure d’amorcer des réactions de fusion avec deséléments chimiques de plus en plus lourds. Elle peut ainsi synthétiser ducarbone, puis de l’oxygène, dunéon, etc. La quasi-totalité deséléments plus lourds que l’hélium est produite dans les étoiles (on parle denucléosynthèse stellaire) dans les derniers stades de leur évolution. Si une étoile est suffisamment massive pour synthétiser dufer, alors elle est vouée à connaître une fin paroxystique sous forme desupernova : son cœur implose et ses couches externes sont disloquées par le processus. Le résidu laissé par l’implosion du cœur est un objet extrêmement compact, qui peut être soit uneétoile à neutrons, éventuellement détectable sous la forme d’unpulsar, soit untrou noir. Les étoiles moins massives connaissent une fin de vie moins violente : elles perdent peu à peu la majeure partie de leur masse, qui forme par la suite unenébuleuse planétaire, et voient leur cœur se contracter lentement pour former unenaine blanche.
La nuit, les étoiles apparaissent à l’œil nu sous la forme de points (à cause de leur éloignement) brillants de couleur blanche, parfois aussi rouge, orangée ou bleue — généralementscintillants et sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes de lavoûte céleste. Le phénomène de scintillation est dû à l’extrême petitesse de lataille angulaire des étoiles (quelquesmillisecondes d’arc voire moins), qui est inférieure à celle de laturbulenceatmosphérique. À l’inverse, lesplanètes, bien qu’apparaissant comme des points, ont en réalité une taille angulaire suffisante pour ne pas être soumises au phénomène de scintillation. Si les étoiles se déplacent les unes par rapport aux autres, cemouvement propre est très faible, même pour les étoiles les plus proches, n’excédant pas quelques secondes d’arc par an, ce qui explique leur apparente immobilité les unes par rapport aux autres.
Le jour, leSoleil domine et sa lumière, diffusée par la couche atmosphérique, occulte celle des étoiles. Mais l’astre le plus brillant visible depuis laTerre est bien lui-même 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 quatreannées-lumière de nous, soit près de 270 000 fois la distance qui nous sépare du Soleil (l’unité astronomique).
Selon les conditions d’observation, le nombre d’étoiles visibles à l’œil nu varie fortement et peut atteindre plusieurs milliers dans les cas les plus favorables. Hormis le Soleil etSirius — et encore, uniquement dans d’excellentes conditions d’observation — les étoiles sont trop peu brillantes pour être observables en plein jour (sauf lors deséclipses totales de Soleil et lors de phénomènes temporaires comme lesnovae ou lessupernovae). L’éclat des étoiles est quantifié par une grandeur appeléemagnitude apparente. Pour des raisons historiques, la magnitude est d’autant plus petite que l’astre est brillant : l’astronome de laGrèce antiqueHipparque avait classifié les étoiles en astres de première grandeur pour les plus brillants, seconde grandeur pour les suivants, et ainsi de suite jusqu’à cinquième grandeur. La définition mathématique précise de la magnitude apparente reprend essentiellement cette classification, avec les étoiles les plus brillantes dotées d’une magnitude proche de 0 (à l’exception de Sirius, de magnitude -1,5 et deCanopus, de magnitude -0,7) et les plus faibles d’une magnitude supérieure à 6. Un écart de 1 en magnitude correspond à un rapport de luminosité de 2,5 environ, un écart de 5 à un rapport de 100. Le Soleil a une magnitude apparente de -26,7, c’est-à-dire que vu de la Terre, il est environ 10 milliards de fois plus brillant que Sirius.
Les étoiles semblent associées en figures géométriques plus ou moins simples, lesconstellations ; il s’agit d’un simple effet d’optique. Les structures stellaires réelles sont desamas (rassemblant quelques milliers d’étoiles) ou desgalaxies (rassemblant de l’ordre du milliard d’étoiles).
L’observation à l’œil nu a été la première forme d’astronomie.
Les étoiles sont longtemps restées des points dans le ciel, et ce même vues à travers les plus puissantsinstruments de grossissement, tels que lalunette astronomique ou letélescope. C'est seulement à partir de la fin du vingtième siècle et du début du vingt-et-unième que larésolution angulaire des meilleurs instruments est devenue inférieure à laseconde d'arc et s'est donc avérée suffisante pour apercevoir des structures autour de certaines étoiles ainsi que pour distinguer ces étoiles comme un disque et non comme un point. Cependant encore de nos jours l'écrasante majorité des étoiles reste inaccessible à une telle observation directe.
Après l’œil, les détecteurs utilisés furent lesplaques photographiques puis les détecteurs numériques comme leCCD.
L'étude des étoiles comporte aussi celle du Soleil, qui lui peut être observé en détail, mais avec un équipement approprié, notamment de puissantsfiltres. L'observation du soleil est une activité potentiellement dangereuse pour l'œil et pour le matériel : elle ne doit être pratiquée que par un public averti et compétent.
Pour repérer les étoiles et faciliter le travail des astronomes, de nombreuxcatalogues ont été créés. Parmi les plus célèbres, citons lecatalogue Henry Draper (HD) et leBonner Durchmusterung (BD). Les étoiles y sont rangées par leurs coordonnées, alpha (ascension droite) et delta (déclinaison) et un numéro leur est attribué : par exemple,HD 122653 (célèbre géante dePopulationII, très déficiente enmétaux).
Lamasse est une des caractéristiques les plus importantes d’une étoile. En effet, cette grandeur détermine sa durée de vie ainsi que son comportement pendant son évolution et la fin de sa vie : une étoile massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera réduite.
Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et300 fois lamasse du Soleil, c'est-à-dire entre environ 1,6 × 1029kilogrammes et 6 × 1032kilogrammes. En dessous 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 unenaine brune. Au-delà de la masse maximale, la force de gravité est insuffisante pour retenir toute la matière de l’étoile une fois les réactions nucléaires entamées. Jusqu’à peu, on pensait que la masse d’une étoile ne pouvait excéder 120 à150 fois la masse solaire mais la découverte en 2010 d’une étoile ayant une masse 320 fois supérieure à celle du Soleil a rendu cette hypothèse caduque[3].
La masse d'une étoile est limitée par les circonstances du processus de formation et par sa stabilité sur la séquence principale, essentiellement par le taux d'éjection duvent stellaire.
Les étoiles les plus massives ont généralement une masse d'environ 50 à80 masses solaires. Les étoiles encore plus massives sont instables car la gigantesquepression de rayonnement qui règne en leur centre provoque l'expulsion « rapide » de la matière qui les constitue, diminuant ainsi significativement leur masse durant leur « brève »séquence principale.
On pense que la première génération d'étoiles de l'Univers,celles de lapopulationIII, furent des étoiles principalement géantes, typiquement plus de100 masses solaires, jusqu'à 1 000 masses solaires. Elles purent exister (et se maintenir durant leur « courte » séquence principale), car leurmétallicité était pour ainsi dire nulle et les ions « métalliques » sont bien plus sensibles à la pression de rayonnement que l'hydrogène et l'hélium ionisés. Une bonne partie d'entre elles finissent enhypernovas.
En, Stephen Eikenberry de l'université de Californie, a annoncé avoir trouvé l'étoile la plus massive jamais observée alors :LBV 1806-20. Il s'agit d'une étoile très jeune qui ferait au moins150 masses solaires. En, une équipe internationale d'astronomes annonce la découverte avec leVLT au Chili de l'étoileR136a1 dans lanébuleuse de la Tarentule qui serait265 fois plus massive que le Soleil. Selon le professeur Paul Crowther de l'université de Sheffield, sa masse à la naissance serait de 320 fois la masse du Soleil[5].
La détermination de la masse d’une étoile ne peut se faire de façon précise que lorsqu’elle appartient à unsystème binaire par l’observation de sonorbite. Latroisième loi de Kepler permet alors de calculer la somme des masses des deux étoiles de la binaire à partir de sa période et du demi-grand axe de l’orbite décrite. Le rapport des masses peut être obtenu par la mesure de lavitesse radiale des deux étoiles de la binaire. La connaissance de la somme et du rapport des masses permet de calculer la masse de chaque étoile. C’est la technique la plus précise.
D’autres estimations sont possibles pour des étoiles non binaires (simples) en utilisant la détermination spectroscopique de la gravité de surface et la mesure du rayon de l’étoile par interférométrie. Enfin, si l’étoile est observée de façon précise en photométrie et si sa distance, sa composition chimique et sa température effective sont connues, il est possible de la positionner dans undiagramme de Hertzsprung-Russell (noté HR) qui donne immédiatement lamasse et l’âge de l’étoile (théorème de Vogt-Russell).
Le diamètre d’une étoile n’est pas constant dans le temps : il varie en fonction de son stade d’évolution. Il peut aussi varier régulièrement pour lesétoiles variables périodiques (RR Lyrae,Céphéides,Miras, etc.).
Des interféromètres comme celui duVLT de l’ESO au Chili ouCHARA en Californie permettent la mesure directe du diamètre des étoiles les plus proches.
Lacomposition chimique de lamatière d’une étoile ou d’un gaz dans l’Univers est généralement décrit par trois quantités en nombre de masse :X l’hydrogène,Y l’hélium etZ la métallicité. Ce sont des grandeurs proportionnelles satisfaisant la relation :X +Y +Z = 1.
Lamétallicité est la quantité (mesurée en nombre, ou généralement par masse) des éléments plus lourds que l’hélium présents dans l’étoile (ou plutôt sa surface). Le Soleil possède une métallicité (notéeZ) de 0,02 : 2 % de la masse du Soleil est composée d’éléments qui ne sont ni de l’hydrogène, ni de l’hélium. Pour le Soleil, ce sont principalement ducarbone, de l’oxygène, de l’azote et dufer. Bien que cela semble faible, ces deux pour cent sont pourtant très importants pour évaluer l’opacité de la matière de l’étoile, qu’elle soit interne ou dans son atmosphère. Cette opacité contribue à la couleur, à la luminosité et à l’âge de l’étoile (voirdiagramme de Hertzsprung-Russell et théorème de Vogt-Russell).
La plupart des étoiles paraissent blanches à l’œil nu, parce que la sensibilité de l’œil est maximale autour du jaune. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter que de nombreusescouleurs sont représentées : bleu, jaune, rouge (les étoiles vertes n’existent pas). L’origine de ces couleurs resta longtemps un mystère jusqu’à il y adeux siècles[Quand ?], quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension sur la nature de lalumière et les propriétés de lamatière aux très hautes températures.
La nébuleuseNGC 1999 est illuminée de façon spectaculaire parV380 Orionis (centre), une étoile variable d’approximativement3,5 fois la masse du Soleil.Image NASA.
La couleur permet de classifier les étoiles suivant leurtype spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c’est-à-dire du plus chaud vers le plus froid. Ils sont classés par les lettres O B A F G K M[Note 4]. LeSoleil, 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 saluminosité. En fait, pour un type spectral donné, la taille de l’étoile est corrélée à sa luminosité, la luminosité étant fonction de la surface — et donc de la taille de l’étoile. Les étoiles O et B sont bleues à l’œil commeβ Orionis (Rigel) ; les étoiles A sont blanches commeα Canis Majoris (Sirius) ouα Lyrae (Véga) ; les étoiles F et G sont jaunes, comme le Soleil ; les étoiles K sont orange commeα Bootis (Arcturus) ; et enfin les étoiles M sont rouges commeα Orionis (Bételgeuse).
On peut définir un indice de couleur, correspondant à la différence de fluxphotométrique dans deuxbandes spectrales dites bandes photométriques (les filtres). Par exemple, le bleu (B) et le visible (V) formeront ensemble l’indice de couleur B-V dont la variation est reliée à la température de surface 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.
Cette étoile a une inclinaisoni par rapport à l’observateur terrestre (Earth) et une vitesse de rotation équatorialeve.
La rotation du Soleil a été mise en évidence grâce au déplacement destaches solaires. Pour les autres étoiles, la mesure de cette vitesse de rotation (plus précisément, la vitesse mesurée est la projection de la vitesse de rotation équatoriale sur la ligne de visée), s’obtient par spectroscopie. Elle se traduit par un élargissement des raies spectrales.
Ce mouvement derotation stellaire est un reliquat de leur formation à partir de l’effondrement du nuage de gaz. La vitesse de rotation dépend de leur âge : elle diminue au cours du temps, sous les effets conjugués duvent stellaire et duchamp magnétique qui emportent une partie dumoment cinétique de l’astre. Cette vitesse dépend également de leur masse et de leur statut d’étoile simple,binaire oumultiple. Une étoile n’étant pas un corps solide (c’est-à-dire rigide), elle est animée d’unerotation différentielle : la vitesse de rotation dépend de lalatitude.
En 2011, leVery Large Telescope découvreVFTS 102, l’étoile à la plus grande vitesse de rotation jamais observée (seuls lespulsars peuvent tourner beaucoup plus rapidement), soit plus de deux millions de kilomètres par heure[6].
Lespectre d’une source lumineuse et donc d’une étoile est obtenu par desspectrographes qui décomposent la lumière en ses différentes composantes et les enregistrent par le biais de détecteurs (historiquement, des plaques photographiques, puis desdétecteurs de type CCD). Cette décomposition de la lumière révèle la distribution de l’énergie lumineuse venant de l’étoile en fonction de lalongueur d'onde. Elle permet de mettre en évidence desraies spectrales en émission et/ou en absorption révélant les conditions de température, de pression et d’abondances chimiques des couches externes de l’étoile.
Comme leSoleil, les étoiles sont souvent dotées dechamps magnétiques. Leur champ magnétique peut avoir une géométrie relativement simple et bien organisée, ressemblant au champ d’un aimant comme lechamp magnétique terrestre ; cette géométrie peut être aussi nettement plus complexe et présenter des arches à plus petite échelle. Le champ magnétique duSoleil, par exemple, possède ces deux aspects ; sa composante à grande échelle structure lacouronne solaire et est visible lors deséclipses, tandis que sa composante à plus petite échelle est liée auxtaches sombres qui maculent sa surface et dans lesquelles les arches magnétiques sont ancrées.
Il est possible de mesurer le champ magnétique des étoiles à travers les perturbations que ce champ induit sur lesraies spectrales formées dans l’atmosphère de l’étoile (l’effet Zeeman). La techniquetomographique d’imagerie Zeeman-Doppler permet en particulier de déduire la géométrie des arches géantes que le champ magnétique dresse à la surface des étoiles.
Parmi les étoiles magnétiques[8], on distingue d’abord les étoiles dites « froides » ou peu massives, dont la température de surface est inférieure à6 500K et dont la masse ne dépasse pas1,5 masse solaire - leSoleil fait donc partie de cette classe. Ces étoiles sont « actives », c’est-à-dire qu’elles sont le siège d’un certain nombre de phénomènes énergétiques liés au champ magnétique, par exemple la production d’unecouronne, d’unvent (ditvent solaire dans le cas duSoleil) ou d’éruptions. Lestaches à la surface du Soleil et des étoiles témoignent également de leur activité ; comme les champs magnétiques, les taches des étoiles peuvent être cartographiées par des méthodestomographiques. La taille et le nombre de ces taches dépendent de l’activité de l’étoile, elle-même fonction de la vitesse de rotation de l’étoile. LeSoleil, qui effectue un tour complet sur lui-même en25 jours environ, est une étoile ayant une faible activitécyclique. Le champ magnétique de ces étoiles est produit pareffet dynamo.
Il existe aussi des étoiles chaudes magnétiques. Mais contrairement aux étoiles froides, qui sont toutes magnétiques (à différents degrés), seule une petite fraction (entre 5 et 10 %) des étoiles chaudes (massives) possède un champ magnétique, dont la géométrie est en général assez simple. Ce champ n’est pas produit pareffet dynamo ; il constituerait plutôt une empreinte fossile du magnétisme interstellaire primordial, capturé par le nuage qui va donnernaissance à l’étoile et amplifié lors de la contraction de ce nuage en étoile. De tels champs magnétiques ont été baptisés « champs magnétiques fossiles ».
À partir de mesures et de simulations issues de différents modèles, il est possible de construire une image de l’intérieur d’une étoile, bien qu’il nous soit quasiment inaccessible — seule l’astérosismologie permet desonder les étoiles.
Selon les connaissances actuelles, une étoile est structurée en différentes régions concentriques, décrites ci-après à partir du centre.
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 lesréactions thermonucléaires qui dégagent l’énergie nécessaire à sa stabilité. Le noyau est la zone la plus dense et la plus chaude et, dans le cas duSoleil, atteint la température de15,7 millions dekelvins. Dans ces conditions extrêmes, la matière se trouve sous forme deplasma ; pareffet tunnel, les noyaux d’hydrogène (protons) ou d’autres éléments chimiques atteignent des vitesses leur permettant de vaincre leur répulsion électrique et de fusionner. Par exemple, dans les chaînes nucléaires ditesproton-proton (ou PP1, PP2…), les protons fusionnent par groupe de quatre pour donner un noyau d’hélium, composé de deux protons et de deuxneutrons. Il se produit alors un dégagement d’énergie selon les réactions suivantes :
D’autres réactions thermonucléaires ont lieu dans le centre des étoiles et contribuent diversement à la production d’énergie.
Une partie de l’énergie dégagée sous forme dephotons commence alors un long voyage vers l’extérieur, car un plasma estopaque et la lumière y voyage très difficilement. On estime qu’un photon met plusieurs millions d’années avant d’atteindre la surface de l’étoile par transfert de rayonnement puis parconvection vers la surface[réf. nécessaire].
Ayant généralement subi diverses étapes de contraction, le noyau d'une étoile tourne fréquemment plus vite que les couches externes (par conservation dumoment cinétique). L'astérosismologie montre cependant qu'il tourne moins vite que ne le prévoient les modèles courants. En 2023, dessimulations numériques montrent que ce ralentissement du cœur peut être dû à unchamp magnétique interne, produit par unedynamo de type Tayler-Spruit (sansconvection)[9],[10].
L’énergie libérée par les réactions nucléaires dans le noyau de l’étoile se transmet aux couches externes parrayonnement. Dans les étoiles peu massives et évoluant sur laséquence principale, cette zone radiative est surmontée d’une zone convective externe ; dans lesnaines rouges, la zone radiative a entièrement disparu au profit de la zone convective. Dans le Soleil, le rayonnement produit dans la partie centrale met près d’un million d’années à traverser la zone radiative au terme d'unmouvement brownien.
Au contraire de la zone précédente, l’énergie se transmet dans la zone convective par des mouvements macroscopiques de matière : soumis à un gradient de température décroissant vers la surface, le fluide développe uneconvection de typeRayleigh-Bénard. 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, elle est très développée et occupe une part importante du volume de l’étoile ; pour une supergéante, cette zone peut atteindre les trois quarts du volume de l’étoile, comme dans le cas deBételgeuse. Dans les étoiles de très faible masse (naines rouges) ou dans lesprotoétoiles en formation de faible masse (étoiles de type T Tauri), la zone convective occupe la totalité du volume de l’étoile ;dans les étoiles dont la masse dépasse deux fois celle du Soleil, la zone convective externe disparaît (laissant la place à la zone radiative) mais la convection subsiste au cœur de l’étoile[Passage contradictoire].
C’est dans la zone convective externe que sont produits leschamps magnétiques de typedynamo des étoiles froides comme le Soleil et les naines rouges.
Laphotosphère est la partie externe de l’étoile, qui produit lalumière visible. Elle s'étend de moins de 1 % du rayon, pour les étoiles naines (quelques centaines de kilomètres), à quelques dixièmes du rayon de l’étoile, pour les géantes les plus grandes. 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’environ400 kilomètres.
Lacouronne est la zone externe, ténue et extrêmement chaude du Soleil. Elle est due à la présence d’unchamp magnétique, produit dans la zone convective ; on peut l’observer lors deséclipses de Soleil. C’est grâce à l’étude de la couronne auXIXe siècle que l’astronomeJules 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 résolu. Il est probable que la plupart des étoiles de faible masse (contenant une zone convective externe) possèdent des champs magnétiques et donc des couronnes.
Lethéorème de Vogt-Russell peut s’énoncer ainsi : si en tout point d’une étoile la connaissance des valeurs de la température, de la densité et de la composition chimique du plasma interne sont suffisantes pour calculer la pression, l’opacité du plasma et le taux d’énergie produit, alors la masse et la composition chimique de l’étoile sont suffisantes pour décrire la structure de celle-ci. Il en résulte les relations masse-rayon ou masse-luminosité des étoiles.
L'analyse spectrale du rayonnement d’une étoile révèle certaines de ses caractéristiques, et par conséquent permet de déterminer le stade d'évolution où elle est parvenue. Lediagramme de Hertzsprung-Russell est souvent utilisé pour situer une étoile au cours de son évolution[11]. Selon leurs masses initiales (souvent exprimées enmasses solaires), les étoiles peuvent suivre différentes évolutions[12],[13].
Images infrarouges obtenues par leKPNO (à gauche) et leSIRTF (à droite) mettant en évidence la formation de laprotoétoileHOPS 383. En arrière plan : région de lanébuleuse d'Orion dans laquelle se situe la protoétoile.
Les nuages moléculaires, s'étendant sur des centaines d'années lumières, peuvent atteindre plusieurs millions demasses solaires[12]. La stabilité d'un nuage est maintenue par deschamps magnétiques et des mouvements turbulents, qui lui évitent de s'effondrer sur lui-même[15]. Cependant, dans les régions les plus denses et les plus froides (de l'ordre de10K), la stabilité du nuage peut être rompue[12] (parfois lors du passage d'uneonde de densité venant d'unbras de galaxie ou d'unesupernova). Cetteinstabilité gravitationnelle déclenche la phase d'effondrement. Il s'agit d'une série de fragmentations et de contractions du nuage en plusieurs blocs, de plus en plus petits et denses, qui finissent par former desprotoétoiles enveloppées de nuages opaques de gaz et de poussière[14].
La poussière et le gaz autour d’une protoétoile se dispersent et s'aplatissent sous l’effet d’une rotation naissante pour former undisque protostellaire, dans lequel se créent d’éventuellesplanètes[14].
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 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’antagonismeénergie libérée /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 entraîne une dilatation de l’étoile, donc son refroidissement, et l’emballement s’arrête.Ainsi, il en résulte une grande stabilité de l’étoile qui est décrite dans la théorie de la structure interne stellaire sous l’appellation « pic de Gamow »[réf. à confirmer] : c’est une sorte dethermostat stellaire.
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 nucléaire se fait trop rare dans le noyau de l’étoile, les réactions de fusion s’arrêtent. Lapression de rayonnement maintenue 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 (supernova, voirehypernova) suivie de la formation d’uneétoile à neutrons (pulsar,magnétar, etc.) voire dans les cas extrêmes (selon la masse de l’étoile) d’untrou noir.
Les astronomes classent les étoiles en utilisant leur température effective et leur luminosité. Cette classification à deux paramètres permet de définir des types spectraux (luminosité) variant deVI àI. Les naines, par exemple (dont le Soleil), sontclasséesV. Parmi ces classes, on distingue différentes catégories liées à la température de surface. On distingue ainsi les nainesnoires,brunes,rouges,jaunes etblanches, les géantesrouges etbleues, lessupergéantes rouges, lesétoiles à neutrons et lestrous noirs. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l’une ou l’autre de ces catégories, il ne s’agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et passe d’une catégorie à une autre.
Les naines brunes ne sont pas des étoiles, mais desobjets substellaires qualifiés parfois d'« étoiles manquées ». Leur masse est située entre celles des naines rouges et des géantes gazeuses. En effet, au moins 0,08 masse solaire est nécessaire 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 peuvent rayonner cependant faiblement par contraction gravitationnelle.
La phase géante rouge annonce la fin d’existence de l’étoile, qui atteint ce stade lorsque son noyau a épuisé son principal carburant, l’hydrogène : des réactions defusion de l’hélium se déclenchent, et tandis que le centre de l’étoile se contracte sous l'effet de l'accroissement de sa gravitation interne, ses couches externes gonflent sous l'effet de l'énergie dégagée par la fusion d'Hélium, refroidissent et rougissent. Transformé encarbone et enoxygène, l’hélium s’épuise à son tour et l’étoile s’éteint, sa taille et donc son énergie gravitationnelle étant insuffisante pour déclencher les réactions de fusion de l'oxygène. Les couches externes de l’astre s’éloignent et son centre se contracte, dévoilant une naine blanche.
Géantes, géantes lumineuses, supergéantes et hypergéantes
Une étoile variable lumineuse bleue est unehypergéante bleue à luminositévariable qui expulse occasionnellement de grandes quantités de matière.Elle peut évoluer enétoile Wolf-Rayet et finalement terminer en supernova.
Les étoiles Wolf-Rayet sont des étoiles très massives en fin de vie qui expulsent de très grandes quantités de matière sous forme de vents solaires à haute vitesse si intenses qu'ils forment un nuage autour de celle-ci. Ainsi on ne peut observer directement sa surface comme pour les autres étoiles mais seulement la matière qu'elle éjecte. Elles ont une durée de vie très brève de seulement quelques millions d'années, avant d'exploser en supernovæ.
Les étoiles depopulationIII sont un type d'étoiles extrêmement massives et lumineuses, observées pour la première fois en 2015 dans lagalaxie CR7[18], constituées exclusivement d'éléments légers (hydrogène et hélium, avec peut-être un peu de lithium), qui seraient les premières étoiles formées aucommencement de l'Univers, environ400 millions d'années après leBig Bang.
Les naines blanches sont les résidus de l’évolution des étoiles de faible masse (entre ~0,8 et 5 à 8 masses solaires). LeSoleil 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 de la chaleur. Cependant, elles sont initialement très chaudes et de couleur relativement blanche (voirLoi de Wien). Petit à petit, elles se refroidissent parrayonnement, pour devenir des astres froids. Leur taille est plus ou moins égale à celle de la Terre.
Les naines blanches, comme lesétoiles à neutrons sont constituées de matièredégénérée. La densitémoyenne d’une naine blanche est telle qu’une cuillère à thé de matière d’une telle étoile aurait, sur Terre, le poids d’unéléphant, soit environ 1 t cm−3. En fait, dans cette matière, lesélectrons, étant très proches les uns des autres, commencent alors à se repousser énergiquement. Le facteur principal de la pression provient alors duprincipe d'exclusion de Pauli ; c’est lapression de dégénérescence qui s’oppose à celle de la gravitation. La naine blanche est donc en équilibre malgré l’absence de fusion nucléaire en son noyau. La pression des électrons peut supporter une masse de 1,44 fois celle du Soleil : c’est lalimite de Chandrasekhar.
Si une naine blanche devient plus massive (en aspirant la matière d’une autre étoile, par exemple), elle explose en supernova et elle est largement pulvérisée ennébuleuse. C’est le typeIa dessupernovas thermonucléaires.
Comme une plaque chauffante qu’on éteint, les naines blanches se refroidissent inexorablement. Toutefois, cela se fait très lentement, en raison de leur surface émissive fortement réduite (de la taille d'une planète tellurique) comparée à leur masse (de l'ordre de celle du Soleil). Elles perdent peu à peu leur éclat et deviennent invisibles au bout d’une dizaine de milliards d’années. Ainsi, toute naine blanche est vouée à se transformer en naine noire.
Lesétoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d’une fois et demi celle duSoleil dans un rayon d’environ dix kilomètres. Ce sont les vestiges d’étoiles très massives de plus de dix masses solaires dont le cœur s’est contracté pour atteindre des valeurs de densité extraordinairement élevées, comparables à celles dunoyau atomique.
Lorsqu’une étoile massive arrive en fin de vie, elle s’effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appeléesupernova. Cette explosion disperse la majeure partie de la matière de l’étoile dans l’espace tandis que le noyau se contracte et se transforme en une étoile à neutrons[Note 5]. Ces objets possèdent deschamps magnétiques très intenses (pour les plus intenses, on parle demagnétar). Le long de l’axe magnétique se propagent des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent unrayonnement synchrotron.
Lemoment 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 surTerre regarde dans la direction d’une étoile à neutrons et que la ligne de visée est perpendiculaire à l’axe de rotation de l’étoile, celui-ci verra alors le rayonnement synchrotron des particules chargées se déplaçant sur les lignes de champ magnétique. Ce phénomène de phare tournant s’appelle le phénomène depulsar. On trouve des pulsars dans des restes de supernovas, le plus célèbre étant le pulsar de lanébuleuse du Crabe, né de l’explosion d’une étoile massive. Cette supernova fut observée par les astronomes chinois depuis le matin du, en plein jour pendant trois semaines et durant la nuit pendant près de deux ans.
Parfois, le noyau de l’étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. Il se contracte inexorablement jusqu’à former untrou noir.
L’allure asymétrique deMira, une étoile variable oscillante (NASA,télescopeHubble).
Alors que la plupart des étoiles sont de luminosité presque constante, comme le Soleil qui ne possède pratiquement pas de variation mesurable (environ 0,01 % sur un cycle de11 ans), la luminosité de certaines étoiles varie de façon perceptible sur des périodes de temps beaucoup plus courtes, parfois de façon spectaculaire.
Les étoiles se forment rarement seules. Lorsqu’unnuage de gaz (proto-stellaire) donne naissance à unamas d’étoiles, l’ensemble des étoiles de cet amas ne semble pas se distribuer au hasard, mais semble suivre une loi de distribution ditefonction de masse initiale (abrégé IMF en anglais), 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 parEdwin Salpeter et semble donner des résultats satisfaisants pour l’étude des amas de laGalaxie.
Lessystèmes 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 desystème stellaire multiple.
Les systèmes binaires peuvent être détectés par imagerie, lorsque le télescope parvient àrésoudre la paire ; dans ce cas la binaire est dite visuelle. Dans d’autres cas, les deux compagnons ne peuvent être résolus, mais ledécalage Doppler-Fizeau desraies 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 diteastrométrique. On parle enfin de binaireinterférométrique lorsque le secondaire est détecté par interférométrie.
L’astronomie amateur parle de double visuelle lorsque deux étoiles éloignées dans l’espace et non liées gravitationnellement se trouvent proches dans le ciel par effet de perspective.
Les amas stellaires sont des regroupements locaux d’étoiles liées gravitationnellement et 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 (voirdiagramme de Hertzsprung-Russell). On peut s’en servir pour déterminer l’âge des plus vieilles populations d’étoiles denotre Galaxie.
On distingue lesamas ouverts (AO) constitués de quelques dizaines à quelques milliers d’étoiles et généralement de forme quelconque et lesamas globulaires (AG) constitués de plusieurs milliers à plusieurs millions d’étoiles.
Les AO sont jeunes, de quelques dizaines à quelques centaines de millions d’années. Parmi les plus vieux, M67 (4,6 milliards d’années comme le Soleil) est aussi parmi les plus gros. Dans notre galaxie, les AO sont riches en métaux (typiquement comme le Soleil). 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 de la Galaxie qu’on appelle le halo. Leur âge est compris entre environ 10 et13,5 milliards d’années.Omega du Centaure est parmi les plus gros. Sa population stellaire n’est pas unique ce qui montre qu’il a eu une origine étalée dans le temps permettant la formation de plusieurs d’entre elles (au moins trois). Il est considéré comme pouvant être le résidu d’une galaxie naine ayant été capturée par la Voie lactée.NGC 6397 est au contraire un amas à population stellaire unique avec une abondance en métaux d’un centième de celle du Soleil. L’AG le plus pauvre en métaux connu est M92 avec presque un millième de l’abondance solaire.
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. Exemple d’association : lesassociations O-B constituées principalement d’étoiles très massives et très chaudes. On peut les considérer comme des petits amas ouverts très jeunes présentant encore beaucoup de gaz ionisé dans le voisinage des étoiles. On les rencontre dans notre Galaxie principalement dans les bras.
Une galaxie est un vaste ensemble d’étoiles. Les galaxies diffèrent des amas par leur taille (plusieurs centaines de milliards d’étoiles contre quelques milliers à quelques millions pour les amas stellaires), leur organisation et leur histoire.
En observant le ciel nocturne, l’être humain 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 lamythologie grecque, sont appeléesconstellations.
Les étoiles d’une constellation n’onta priori rien en commun, si ce n’est d’occuper, vues de laTerre, une position voisine dans le ciel. Elles peuvent être très éloignées les unes des autres. Toutefois, l’Union astronomique internationale a défini une liste normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de faciliter la localisation desobjets célestes.
Les étoiles peuvent être accompagnées de corps gravitant autour d’elles. Ainsi, leSystème solaire est composé d’une étoile centrale, leSoleil, accompagné deplanètes,comètes,astéroïdes.Depuis 1995, plusieurs milliers d'exoplanètes ont été découvertes autour d’autres étoiles que le Soleil, faisant perdre au Système solaire son caractère supposé unique. Tous ces systèmes planétaires sont découverts de façon indirecte. La première étoile autour de laquelle desplanètes ont été révélées par des mesures vélocimétriques est51 Peg (observations réalisées à l’OHP avec le spectrographeÉLODIE). De nombreux autres systèmes planétaires ont depuis été découverts. En raison des limitations actuelles de détection, ils présentent des caractéristiques semblables, avec des planètes géantes sur des orbites très excentriques : on les nomme des « Jupiter chauds ». La majorité de ces étoiles sont plus riches en métaux que le Soleil. Les statistiques sur ces systèmes planétaires permettent de conclure que le Système solaire n’a pour l’instant pas d’équivalent. Depuis l’espace, la traque des systèmes planétaires par photométrie a commencé avec lesatelliteCoRoT (CNES). Celui-ci a été relayé en 2009 par lesatellite américainKepler.
↑Jupiter,Saturne etNeptune ont un rayonnement (thermique) intrinsèque de l'ordre du flux reçu du Soleil, voire supérieur, mais celui-ci est émis principalement dans l'infrarouge, étant donné la faible température de ces objets. Cependant, les planètes surchauffées orbitant près de leur étoile peuvent atteindre des températures de plusieurs milliers de degrés au point que ces objets émettent une fraction non négligeable de rayonnement dans le domaine visible.
↑Le mystère de la nature exacte des étoiles a perduré longtemps, comme en témoignent les deux premiers vers du poèmeThe Star deJane Taylor, composé au début du dix-neuvième siècle :Twinkle, twinkle, little star, How I wonder what you are.. Ce poème constitue aussi les paroles d'une célèbre berceuse.
↑En 1880, dans son traité d'astronomie "l'astronomie populaire", l'astronomeCamille Flammarion décrit les étoiles comme des "soleils de l'espace".
↑Séquence que l’on peut retenir par l’astuce mnémotechnique suivante : ce sont les initiales de la phrase anglaiseOh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me.
↑Sa structure et sa composition sont plus complexes qu’une simple boule de neutrons, ainsi à sa surface on peut trouver une croûte defer et d’autres éléments.
MarcSéguin et Benoît Villeneuve,Astronomie & astrophysique : cinq grandes idées pour explorer et comprendre l'Univers, Paris, Masson,, 550 p.(ISBN978-2-225-84994-7)
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