Laphysique stellaire est la branche de l'astrophysique qui étudie lesétoiles. Elle fait intervenir des connaissances issues de laphysique nucléaire,physique atomique,physique moléculaire,thermodynamique,magnétohydrodynamique,physique des plasmas[1], physique durayonnement etsismologie.
Cette discipline s'intéresse à la physique des étoiles et leurformation[2].
À l'heure actuelle, l'étoile la mieux connue est leSoleil en raison de sa proximité.
Anaxagore (-500 à -428) définit les étoiles comme étant des roches en fusion éloignées.
Emmanuel Kant définit les étoiles comme étant de gigantesques boules de feu brûlant de gaz légers. Dans ce cas, les combustibles chimiques ne seraient capables de fournir l’énergie du Soleil que pendant quelques millénaires au plus.
En 1814, le physicien allemandJoseph von Fraunhofer invente lespectroscope[3].
En 1854, le physicien allemandHermann von Helmholtz soutient que le Soleil tire son énergie de sa contraction gravitationnelle, à l’instar d’une usine hydroélectrique alimentée par l’énergie d’une chute d’eau. Dans ce cas, une contraction d’une centaine de mètres par an pourrait permettre au Soleil de briller pendant 30 millions d’années.
Développement des premiers modèles de la structure des étoiles (assimilées à des sphères gazeuses en équilibre hydrostatique) parHelmholtz,Kelvin,Lane etRitter.
Avènement de la spectroscopie qui permet l’étude systématique des étoiles grâce à l’analyse de la lumière émise par leur surface.
En 1905, développement de la théorie de larelativité restreinte parAlbert Einstein, qui débouche sur l’équivalence entremasse eténergie (E=mc²). Cela permet d’envisager des sources d’énergie plus efficaces telles que la fusion nucléaire.
En 1912,Ejnar Hertzsprung etHenry Norris Russell classent les étoiles en fonction de leur température et de leur luminosité. À l’époque les connaissances ne sont pas suffisantes pour interpréter cediagramme.
La datation des roches terrestres au moyen de leurradioactivité permet d’évaluer l’âge de la Terre à plusieurs milliards d’années. L’énergie dégagée par la contraction gravitationnelle ne peut donc en aucun cas permettre au Soleil de briller sur une aussi longue échelle de temps.
En 1919,Jean Baptiste Perrin etArthur Eddington émettent l’idée que l’énergie du Soleil provient desréactions nucléaires entre noyaux d’hydrogène.
Fin des années 1920, La mécanique quantique permet d’expliquer la nature des naines blanches. Début des années 1930,Subrahmanyan Chandrasekhar démontre qu’une naine blanche ne peut avoir une masse supérieure à1,4 masse solaire (masselimite de Chandrasekhar).
À la même époque, la découverte duneutron parJames Chadwick conduit les physiciens à imaginer le concept d’étoile à neutrons (astre des milliers de fois plus dense et plus compact qu’une naine blanche). Presque aussitôt,Fritz Zwicky émet l’idée que les étoiles à neutrons sont les résidus d’explosions desupernova, apparitions saisissantes observées depuis l’Antiquité. Cette intuition de Zwicky n’a été confirmée que quarante ans plus tard par la découverte en 1967 despulsars (étoiles à neutrons en rotation rapide).
En 1937, découverte des chaînes de réactions nucléaires au cœur des étoiles. L’idée capitale qui en ressort est l’existence d’un lienévolutif entre les différentes étoiles dudiagramme de Hertzsprung-Russell. Les réactions nucléaires modifient progressivement la composition chimique, mais aussi la structure et l’aspect extérieur des étoiles.
En 1957, article deGeoffrey Burbidge,Margaret Burbidge,William Fowler etFred Hoyle sur lanucléosynthèse stellaire. Cet article a été le premier à poser les bases théoriques de la formation des éléments dans les étoiles. Une preuve éclatante de la justesse de cet article est venue la même année avec la découverte dans le spectre d'une étoile dutechnétium, élément dont tous les isotopes sontradioactifs et ont des périodes dedemi-vie de l'ordre du million d'années, impliquant leur synthèse au cœur même de l'étoile.
Dans les années 1960, l’apparition des premiers ordinateurs conduit à la construction de modèles plus exacts de l’évolution stellaire. Ces méthodes, sont pour l’essentiel, encore utilisées aujourd’hui.
En 1987, L’observation d’unesupernova, dans leGrand Nuage de Magellan, à l’aide de toutes les techniques actuelles, permet d’améliorer les théories sur lavie et la mort des étoiles.
