ÉTOILES: CARACTÉRISTIQUES, MODE DE FORMATION, CYCLE DE VIE, STRUCTURE - SCIENCE - 2025

Une étoile est un objet astronomique composé de gaz, principalement d'hydrogène et d'hélium, et maintenu en équilibre grâce à la force de gravité, qui tend à le comprimer, et à la pression du gaz, qui le dilate.

Dans ce processus, une étoile produit d'énormes quantités d'énergie à partir de son cœur, dans lequel se trouve un réacteur de fusion qui synthétise l'hélium et d'autres éléments à partir d'hydrogène.

Figure 1. Les Pléiades, dans la constellation du Taureau, visibles pendant l'hiver septentrional, constituent un amas d'environ 3 000 étoiles à 400 années-lumière. Source: Wikimedia Commons.

Dans ces réactions de fusion, la masse n'est pas entièrement conservée, mais une petite partie est convertie en énergie. Et comme la masse d'une étoile est énorme, même lorsqu'elle est l'une des plus petites, la quantité d'énergie qu'elle dégage par seconde l'est aussi.

Caractéristiques des étoiles

Les principales caractéristiques d'une étoile sont:

- Masse: très variable, allant d'une petite fraction de la masse du Soleil aux étoiles supermassives, avec des masses plusieurs fois la masse solaire.

- Température: c'est aussi une quantité variable. Dans la photosphère, qui est la surface lumineuse de l'étoile, la température est de l'ordre de 50000-3000 K. Alors qu'en son centre elle atteint des millions de Kelvin.

- Couleur: étroitement liée à la température et à la masse. Plus une étoile est chaude, plus sa couleur est bleue et inversement, plus elle est froide, plus elle tend vers le rouge.

- Luminosité: elle dépend de la puissance rayonnée par l'étoile, qui n'est généralement pas uniforme. Les étoiles les plus chaudes et les plus grandes sont les plus lumineuses.

- Magnitude: c'est la luminosité apparente qu'ils ont lorsqu'ils sont vus de la Terre.

- Mouvement: les étoiles ont des mouvements relatifs par rapport à leur champ, ainsi que des mouvements de rotation.

- Âge: les étoiles peuvent être aussi vieilles que l'univers - environ 13,8 milliards d'années - et aussi jeunes que 1 milliard d'années.

Comment se forment les étoiles?

Le Soleil, l'une des millions d'étoiles de la Voie lactée.

Les étoiles se forment à partir de l'effondrement gravitationnel d'énormes nuages ​​de gaz cosmique et de poussière, dont la densité fluctue constamment. Le matériau primordial dans ces nuages ​​est l'hydrogène moléculaire et l'hélium, ainsi que des traces de tous les éléments connus sur Terre.

Le mouvement des particules qui composent cette énorme quantité de masse dispersée dans l'espace est aléatoire. Mais de temps en temps, la densité augmente légèrement à un moment donné, provoquant une compression.

La pression du gaz a tendance à annuler cette compression, mais la force gravitationnelle, celle qui rapproche les molécules, est un peu plus élevée, car les particules sont plus rapprochées, puis contrebalance cet effet.

De plus, la gravité est responsable de l'augmentation de la masse encore plus. Et comme cela se produit, la température augmente progressivement.

Imaginez maintenant ce processus de condensation à grande échelle et avec tout le temps disponible. La force de gravité est radiale et le nuage de matière ainsi formé aura une symétrie sphérique. Cela s'appelle une protoétoile.

De plus, ce nuage de matière n'est pas statique, mais tourne rapidement à mesure que le matériau se contracte.

Au fil du temps, un cœur se formera à très haute température et à une pression énorme, qui deviendra le réacteur de fusion de l'étoile. Une masse critique est nécessaire pour cela, mais quand cela se produit, l'étoile atteint l'équilibre et commence ainsi, pour ainsi dire, sa vie d'adulte.

La masse et l'évolution ultérieure des étoiles

Le type de réactions qui peuvent se produire dans le noyau dépendra de la masse qu'il a initialement, et avec elle de l'évolution ultérieure de l'étoile.

Pour des masses inférieures à 0,08 fois la masse du Soleil - 2 x 10 30 kg environ - l'étoile ne se formera pas, car le noyau ne s'enflammera pas. L'objet ainsi formé se refroidira progressivement et la condensation ralentira, donnant naissance à une naine brune.

D'un autre côté, si la protoétoile est trop massive, elle n'atteindra pas non plus l'équilibre nécessaire pour devenir une étoile, donc elle s'effondrera violemment.

La théorie de la formation d'étoiles par effondrement gravitationnel est due à l'astronome et cosmologiste anglais James Jeans (1877-1946), qui a également proposé la théorie de l'état stationnaire de l'univers. Aujourd'hui, cette théorie, qui soutient que la matière est créée en permanence, a été écartée au profit de la théorie du Big Bang.

Cycle de vie des étoiles

Comme expliqué ci-dessus, les étoiles sont formées par le processus de condensation d'une nébuleuse faite de gaz et de poussière cosmique.

Ce processus prend du temps. On estime que cela se produit entre 10 et 15 millions d'années, alors que l'étoile acquiert sa stabilité finale. Une fois la pression du gaz expansif et la force de pesanteur compressive s'équilibrent, l'étoile entre dans ce qu'on appelle la séquence principale.

Selon sa masse, l'étoile est située sur l'une des lignes du diagramme Hertzsprung-Russell ou diagramme HR pour faire court. Ceci est un graphique qui montre les différentes lignes d'évolution stellaire, toutes dictées par la masse de l'étoile.

Dans ce graphique, les étoiles sont classées en fonction de leur luminosité en fonction de leur température effective, comme indiqué ci-dessous:

Figure 2. Diagramme HR, créé indépendamment par les astronomes Ejnar Hertzsprung et Henry Russell vers 1910. Source: Wikimedia Commons. CETTE.

Lignes d'évolution stellaires

La séquence principale est la région à peu près diagonale qui traverse le centre du diagramme. Là, à un moment donné, les étoiles nouvellement formées entrent, selon leur masse.

Les étoiles les plus chaudes, les plus brillantes et les plus massives se trouvent en haut et à gauche, tandis que les étoiles les plus fraîches et les plus petites sont en bas à droite.

La masse est le paramètre qui régit l'évolution stellaire, comme cela a été dit à plusieurs reprises. En effet, les étoiles très massives utilisent rapidement leur carburant, tandis que les petites étoiles froides, comme les naines rouges, le gèrent plus lentement.

Figure 3. Comparaison des tailles entre les planètes (1 et 2) et les étoiles (3,4,5 et 6). Source: Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https://dave.autonoma.ca/).

Pour un être humain, les naines rouges sont pratiquement éternelles, aucune naine rouge connue n'est encore morte.

Adjacent à la séquence principale se trouvent les étoiles qui, en raison de leur évolution, se sont déplacées vers d'autres lignes. Ainsi au-dessus se trouvent les étoiles géantes et supergéantes, et en dessous les naines blanches.

Types spectraux

Ce qui nous vient des étoiles lointaines, c'est leur lumière, et de son analyse on obtient beaucoup d'informations sur la nature de l'étoile. Au bas du diagramme HR se trouve une série de lettres indiquant les types spectraux les plus courants:

OBAFGKM

Les étoiles avec la température la plus élevée sont O et les plus froides sont de classe M. À leur tour, chacune de ces catégories est divisée en dix sous-types différents, en les différenciant par un nombre de 0 à 9. Par exemple, F5, une étoile intermédiaire entre F0 et G0.

La classification de Morgan Keenan ajoute la luminosité de l'étoile au type spectral, avec des chiffres romains de I à V. De cette façon, notre Soleil est une étoile de type G2V. Il est à noter que compte tenu de la grande variabilité des étoiles, il existe d'autres classifications pour elles.

Chaque classe spectrale a une couleur apparente, selon le diagramme HR de la figure. C'est la couleur approximative qu'un observateur sans instruments ou tout au plus avec des jumelles verrait par une nuit très sombre et claire.

Voici une brève description de ses caractéristiques selon les types spectraux classiques:

Type O

Ce sont des étoiles bleues aux reflets violets. Ils se trouvent dans le coin supérieur gauche du diagramme HR, c'est-à-dire qu'ils sont grands et brillants, ainsi que des températures de surface élevées, entre 40000 et 20000 K.

Des exemples de ce type d'étoile sont Alnitak A, de la ceinture de la constellation d'Orion, visible pendant les nuits d'hiver du nord, et Sigma-Orionis dans la même constellation.

Figure 4. Les trois étoiles de la ceinture d'Orion. De gauche à droite Alnitak, Alnilam et Mintaka. De plus, à côté d'Alnitak, les nébuleuses de la Flamme et de la Tête de Cheval. Source: Wikimedia Commons.

Type B

Ils sont faciles à voir à l'œil nu. Sa couleur est blanc-bleu, avec des températures de surface comprises entre 10 000 et 7 000 K. Sirius A, une étoile binaire de la constellation Canis Major est une étoile de type A, tout comme Deneb, l'étoile la plus brillante du cygne.

Type F

Ils ont un aspect blanc tendant au jaune, la température de surface est encore plus basse que celles du type précédent: entre 7000 et 6000 K.L'étoile polaire Polaris, de la constellation Ursa Minor appartient à cette catégorie, ainsi que Canopus, l'étoile la plus brillante de la constellation Carina, visible loin au sud de l'hémisphère nord, pendant l'hiver septentrional.

Type G

Ils sont jaunes et leurs températures sont comprises entre 6000 et 4800 K. Notre Soleil entre dans cette catégorie.

Type K

En principe, il n'est pas facile de connaître la structure interne d'une étoile, car la plupart d'entre eux sont des objets très éloignés.

Grâce à l'étude du Soleil, l'étoile la plus proche, on sait que la plupart des étoiles sont constituées de couches gazeuses à symétrie sphérique, au centre desquelles se trouve un noyau où se déroule la fusion. Cela occupe plus ou moins 15% du volume total de l'étoile.

Autour du noyau, il y a une couche comme manteau ou enveloppe et enfin il y a l'atmosphère de l'étoile, dont la surface est considérée comme sa limite extérieure. La nature de ces couches change avec le temps et l'évolution suivie par l'étoile.

Dans certains cas, à un point où l'hydrogène, son principal combustible nucléaire, s'épuise, l'étoile gonfle puis expulse ses couches les plus externes dans l'espace, formant ce que l'on appelle une nébuleuse planétaire, au centre de laquelle reste le noyau nu., ci-après dénommée naine blanche.

C'est précisément dans l'enveloppe de l'étoile, où s'effectue le transport d'énergie du noyau vers les couches externes.

Figure 5. Les couches du Soleil, l'étoile la plus étudiée de toutes. Source: Wikimedia Commons.

Types d'étoiles

Dans la section consacrée aux types spectraux, les types d'étoiles actuellement connus ont été mentionnés de manière très générale. Ceci en termes de caractéristiques découvertes grâce à l'analyse de sa lumière.

Mais tout au long de leur évolution, la plupart des étoiles voyagent sur la séquence principale et la quittent également, se localisant dans d'autres branches. Seules les étoiles naines rouges restent dans la séquence principale toute leur vie.

Il existe d'autres types d'étoiles qui sont fréquemment mentionnés, que nous décrivons brièvement:

Étoiles naines

C'est un terme utilisé pour décrire des types d'étoiles très différents, qui en revanche ont leur petite taille en commun. Certaines étoiles sont formées avec une masse très faible, mais d'autres qui sont nées avec une masse beaucoup plus élevée deviennent des naines au cours de leur vie.

En fait, les étoiles naines sont le type d'étoile le plus abondant de l'univers, il vaut donc la peine de s'attarder un peu sur leurs caractéristiques:

Naines brunes

Ce sont des protoétoiles dont la masse n'était pas suffisante pour démarrer le réacteur nucléaire qui propulse une étoile vers la séquence principale. Ils peuvent être considérés comme à mi-chemin entre une planète géante gazeuse comme Jupiter et une étoile naine rouge.

Comme ils n'ont pas de source d'énergie stable, ils sont destinés à se refroidir lentement. Un exemple de nain brun est Luhman 16 dans la constellation Vela. Mais cela n'empêche pas les planètes de les mettre en orbite, puisque plusieurs ont été découvertes jusqu'à présent.

Nains rouges

Figure 6. Taille comparative entre le Soleil, la naine rouge Gliese 229A, les naines brunes Teide 1 et Gliese 229 B et la planète Jupiter. Source: NASA via Wikimedia Commons.

Leur masse est petite, inférieure à celle du Soleil, mais leur vie passe dans la séquence principale car ils dépensent soigneusement leur carburant. Pour cette raison, ils sont également plus froids, mais ils sont le type d'étoile le plus abondant et aussi le plus long de tous.

Nains blancs

C'est le reste d'une étoile qui a quitté la séquence principale lorsque le carburant dans son noyau s'est épuisé, gonflant jusqu'à devenir une géante rouge. Après cela, l'étoile perd ses couches externes, réduisant sa taille et ne laissant que le noyau, qui est la naine blanche.

Le stade de la naine blanche n'est qu'une phase de l'évolution de toutes les étoiles qui ne sont ni des naines rouges ni des géantes bleues. Ces derniers, étant si massifs, ont tendance à finir leur vie dans des explosions colossales appelées nova ou supernova.

L'étoile IK Pegasi est un exemple de naine blanche, un destin qui pourrait attendre notre Soleil dans plusieurs millions d'années.

Nains bleus

Ce sont des étoiles hypothétiques, c'est-à-dire que leur existence n'a pas encore été prouvée. Mais on pense que les naines rouges finissent par se transformer en naines bleues lorsqu'elles sont à court de carburant.

Nains noirs

Ce sont d'anciennes naines blanches qui se sont complètement refroidies et n'émettent plus de lumière.

Nains jaunes et orange

Les étoiles de masse comparable ou inférieure à celle du Soleil, mais plus grandes en taille et en température que les naines rouges, sont parfois appelées ainsi.

Étoiles à neutrons

C'est la dernière étape de la vie d'une étoile supergéante, quand elle a déjà épuisé son combustible nucléaire et subit une explosion de supernova. En raison de l'explosion, le noyau de l'étoile restante devient incroyablement compact, au point que les électrons et les protons fusionnent pour devenir des neutrons.

Une étoile à neutrons est telle, mais si dense, qu'elle peut contenir jusqu'à deux fois la masse solaire dans une sphère d'environ 10 km de diamètre. Puisque son rayon a tellement diminué, la conservation du moment cinétique exige une vitesse de rotation plus élevée.

En raison de leur taille, ils sont détectés par le rayonnement intense qu'ils émettent sous la forme d'un faisceau qui tourne rapidement avec l'étoile, formant ce que l'on appelle un pulsar.

Exemples d'étoiles

Bien que les étoiles aient des caractéristiques communes, comme les êtres vivants, la variabilité est énorme. Comme on l'a vu, il existe des étoiles géantes et supergéantes, des naines, des neutrons, des variables, de grande masse, de taille énorme, plus proches et plus éloignées:

-L'étoile la plus brillante du ciel nocturne est Sirius, dans la constellation de Canis Major.

Figure 7. Sirius, dans la constellation de Canis Major, à environ 8 années-lumière, est l'étoile la plus brillante du ciel nocturne. Source: Pixabay.

-Próxima Centauri est l'étoile la plus proche du Soleil.

-Etre l'étoile la plus brillante ne signifie pas être la plus lumineuse, car la distance compte pour beaucoup. L'étoile la plus lumineuse connue est aussi la plus massive: R136a1 appartenant au Grand Nuage de Magellan.

-La masse de R136a1 est 265 fois la masse du Soleil.

-L'étoile avec la plus grande masse n'est pas toujours la plus grande. La plus grande étoile à ce jour est UY Scuti dans la constellation du Bouclier. Son rayon est environ 1708 fois plus grand que le rayon du Soleil (le rayon du Soleil est de 6,96 x 108 mètres).

-L'étoile la plus rapide jusqu'à présent était l'US 708, qui se déplace à 1200 km / s, mais récemment une autre étoile a été découverte qui la surpasse: S5-HVS1 de la constellation Crane, avec une vitesse de 1700 km / s. Le coupable serait le trou noir supermassif Sagittaire A, au centre de la Voie lactée.

Références

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